次世代超大型光学赤外線望遠鏡– Thirty Meter Telescope (TMT）–

計画説明書

国立天文台 TMT 推進室
2012 年 7 月

3目次
第 1 章 概要

1.1
1.2

9

計画の背景と経緯 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

望遠鏡計画の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

第 2 章 日本の光赤外天文学–岡山からすばるへ

2.1
2.2
2.3
2.4

2.5

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
木曽観測所 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

13
13
14

すばる望遠鏡 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

14
15

2.4.1
2.4.2
2.4.3

すばるの共同利用実績 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

15
16
16

すばる望遠鏡による査読論文

18
18

岡山天体物理観測所

国立天文台ハワイ観測所の設立 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

すばる望遠鏡の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
すばる望遠鏡の機能・性能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

すばる望遠鏡の研究成果 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

2.5.1
2.5.2
2.5.3
2.5.4

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

天文学の広報普及活動への貢献 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

すばる望遠鏡の将来 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
すばる望遠鏡国際外部評価 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

第 3 章 TMT 計画検討の経緯

3.1

日本版 30m 望遠鏡 JELT 構想の検討 (2003 年–2006 年） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

3.3
3.4

22
23
24
25

三非球面鏡光学系 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

25
26
27

3.1.3 超高精密研削装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.1.4 超軽量架台の試作開発 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
TMT 計画への合流の経緯 (2006 年-2009 年） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

28
28
28

3.2.1
3.2.2

28
30

3.1.1
3.1.2

3.2

9
10

ゼロ膨張セラミック (ZPF) 製分割鏡の開発試作 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

なぜ TMT 計画を選んだか . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

建設地の決定 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

TMT 計画推進の加速 (2010 年～） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
TMT 計画推進勧告文書等 (巻末に添付） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

30
30

第 4 章 TMT によるサイエンス

4.1

4.2

4.3

33
宇宙最初の星と銀河宇宙の夜明け . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
4.1.1 TMT で探る深宇宙の姿 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.2 その先の銀河宇宙へ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
銀河宇宙の激動 ～銀河構造の起源と進化～ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

33
33
36

4.2.1
4.2.2

銀河形成を解剖する（銀河の多様性と秩序の起源） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

37
38

TMT による巨大ブラックホールの実態解明 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

4040

銀河の種を探す（ガスから銀河へ） . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

活動銀河核と巨大ブラックホール . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

4.3.1

4

4.4

4.5

4.6

4.3.2 巨大ブラックホールと銀河の宇宙論的共進化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
超新星・ガンマ線バーストと銀河系・近傍銀河 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4.1 超新星とガンマ線バースト . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4.2 銀河系とその仲間たちの起源 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
系外惑星の探究 ～宇宙は生命に満ちているか？～ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

48
51

4.5.1 系外惑星研究のこれまで . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5.2 TMT が切り拓くハビタブル惑星の詳細研究 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
太陽系の解明 ～小天体の素顔に迫る～ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

51
53
55

4.6.1
4.6.2

55
55

4.6.3

太陽系小天体とは . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
小天体の観測から得られる情報 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

TMT が切り拓く新たな太陽系研究 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

第 5 章 期待される観測機能・性能

5.1
5.2

44
45
45

59

望遠鏡性能の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
スペース観測と地上観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

59
60
60

視野 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

61
61

スペース観測との比較 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

5.2.1
5.2.2
5.2.3
5.2.4
5.2.5
5.2.6

56

空間解像力 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
波長分解能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

感度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
まとめ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

61
62
62

第 6 章 望遠鏡計画

6.1

65
観測所全体の概観 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
6.1.1
6.1.2
6.1.3
6.1.4
6.1.5
6.1.6
6.1.7

山頂施設概観 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
望遠鏡光学設計 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
望遠鏡本体構造 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

主鏡システム . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

66
69
69

第三鏡システム . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

71
72

望遠鏡架台制御システム . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

副鏡システム . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

6.1.8 光学系取扱、メンテナンス、蒸着 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.1.9 望遠鏡ドーム設計 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
6.1.10 支援棟 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

72
74
75

波面制御の概念 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

76
77

6.1.11 本部 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

6.2
6.3

予想される性能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

6.3.1
6.3.2
6.4

65
65

シーイング限界モードでの観測所の性能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

78
79
82

概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

83
83

光学系のモデル化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

技術的達成度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

6.4.1
6.4.2
6.4.3
6.4.4
6.4.5
6.4.6

ドームの技術的達成度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
主鏡研磨の技術的達成度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
副鏡システムの技術的達成度. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

第三鏡システムの技術的達成度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

能動光学技術 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

83
84
89
90
90

5
第 7 章 観測装置

7.1
7.2

95
はじめに . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
ファーストライト AO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96
7.2.1
7.2.2

7.3

7.4.6
7.4.7

NFIRAOS の性能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102

ナトリウムガイド星レーザー

7.5.3

リアルタイム制御装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
レーザーガイド星波面センサー . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
近赤外波面センサー . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
近赤外撮像分光装置 (IRIS). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
広視野可視分光器 (WFOS) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
近赤外多天体分光器 (IRMS) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112

将来観測装置開発計画 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114

7.6.1
7.6.2
7.6.3

概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114

次世代観測装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116
将来 AO 計画 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117

第 8 章 建設サイト

8.1
8.2
8.3
8.4
8.5

9.2
9.3

121

マウナケアサイト決定 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
マウナケアサイト用地取得 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
すばる望遠鏡（国立天文台ハワイ観測所）との関係 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122

他の天文台との関係 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
TMT 本部 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123

第 9 章 建設計画

9.1

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104

可変形鏡と tip/tilt ステージ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105

ファーストライト観測装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108

7.5.1
7.5.2
7.6

補償光学のモデル化と性能評価 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102

AO 技術の完成度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
7.4.1 AO システムの完成度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
7.4.2 AO 構成品の完成度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
7.4.3
7.4.4
7.4.5

7.5

NFIRAOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

96
98

7.2.3 レーザーガイド星システム (LGSF) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
7.2.4 AO 制御ソフトウェア . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
予想される性能 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
7.3.1
7.3.2

7.4

補償光学系 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

125

現状 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
望遠鏡建設地外での建設活動 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
望遠鏡建設地での建設・試験 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126

9.3.1
9.3.2
9.3.3

概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126
組み立て・建設手順 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
光学系組立調整 (AIV) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128

9.3.4

光学系組立調整 (AIV) 作業の流れ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129

第 10 章 運用

131

10.1 TMT 運用の概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
10.2 科学運用 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
10.2.1 観測モード . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131

6
10.2.2 科学運用スタッフ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132
10.2.3 時間割付とスケジューリング . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
10.2.4 観測サポート手順：PI 直接観測モード . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133

10.2.5 観測サポート手順：キューサービス観測モード . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
10.2.6 科学運用支援のための客員研究者制度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133

10.2.7 使用可能な観測装置群 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
10.2.8 早朝の観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134
10.2.9 突発天体および定期モニター観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134

10.3 ユーザーサポート . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135
10.3.1 データアーカイブ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135

10.3.2 TMT データマネージメント . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135
10.3.3 データ解析ツール . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136
10.3.4 観測支援ソフトウェア . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136

10.4 施設運用 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136
10.4.1 観測所の執行部と事務部 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136
10.4.2 観測所運用：健康・安全 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136

10.4.3 技術支援 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137
10.4.4 観測装置開発 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138

10.4.5 観測所のソフトウェア・情報技術 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138
10.5 運用計画の発展と拡張 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138
10.6 運用コスト . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139
10.7 観測所ソフトウェアの開発 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140
10.7.1 すばる望遠鏡との連携 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 142
第 11 章 パートナー合意とプロジェクト管理体制

145
11.1 建設準備期のプロジェクト体制 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145
11.2 建設期のプロジェクト管理運用体制 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145

第 12 章 TMT 計画をめぐる国際情勢

149

12.1 スケジュール . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149
12.2 役割の国際分担 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149
12.3 TMT 計画参加表明国の状況 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150
12.4 他の次世代地上超大型望遠鏡計画 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154

第 13 章 日本の分担貢献：その検討経緯と現状案

157
13.1 望遠鏡本体構造の設計・製作・据付 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
13.2 主鏡鏡材の製作 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161
13.3 主鏡研磨の分担 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162
13.4 観測装置の製作 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165

13.4.1 IRIS における日本の貢献 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166
13.4.2 近赤外高分散分光装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 166
13.4.3 中間赤外撮像分光装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 167
13.4.4 近赤外広視野多天体分光器 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 167
13.4.5 可視高分散分光器 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 168

13.4.6 系外惑星直接撮像装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 168
13.5 ユーザーサポート . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 168

7
第 14 章 TMT 推進室メンバー

169

9

第1章

概要

本書は、自然科学研究機構国立天文台が国際協力科学プロジェクトとして、ハワイ島マウナケア山頂での建設を目指している次世代超大型光学赤外線望遠鏡 TMT（Thirty Meter Telescope) 計画について、その科学目
的、望遠鏡構造、建設計画等をとりまとめたものである。序章として望遠鏡計画とその経緯の概要を以下にま
とめる。

1.1

計画の背景と経緯

20 世紀後半、天体望遠鏡の大型化や CCD カメラの登場に加えて、電波・X 線・赤外線など可視光以外のさ

まざまな電磁波での天体観測が可能となり、宇宙や天体の理解が大いに進んだ。

我が国の観測天文学も、1982 年の野辺山宇宙電波望遠鏡、1999 年のハワイのすばる望遠鏡の完成で、世界の第一線に踊り出てさまざまな研究成果を出し、ミリ波サブミリ波望遠鏡 ALMA が日米欧の国際協力でチリ
において 2012 年に完成するに至っている。

日本の光赤外天文学者のコミュニティは、すばる望遠鏡による成果をさらに推し進め、他の波長の電磁波での観測や理論研究と連携しながら、現代天文学の最前線を更に切り開いて行くための次世代先端的装置として、
口径 30m の次世代地上超大型望遠鏡（ELT:Extremely Large Telescope）をハワイ島マウナケア山頂に建設する構想を 2002 年から 2005 年にかけて練った。これを光赤外天文連絡会の将来計画検討会で口径 30m の JELT構想としてとりまとめ、2005 年に「2010 年代の光赤外天文学：将来計画検討報告書」として発表した。

JELT 計画は、初期宇宙の天体やブラックホールの形成、太陽系外惑星における生命誕生の可能性などを探るための装置計画であった。そのインパクトは 21 世紀に急速に発展する学術の広い分野に及ぶものであり、国立天文台は 2005 年度から ELT プロジェクト室を立ち上げ検討を進めた。

だが、必要予算規模が大きく、日本単独での JELT 構想の早期実現は困難との判断から、カリフォルニア大

学他が同時期に構想中であった TMT（Thirty Meter Telescope）計画に合流して、マウナケア山頂地域で世界でいち早く ELT を実現することを目指す方針を 2007 年 1 月に固めた。

TMT は 492 枚のセグメント鏡からなる口径 30m の汎用光学赤外線望遠鏡で、8.2 ｍすばる望遠鏡の 13 倍の集光力を持つ次世代の先頭を切る望遠鏡である。補償光学の高度化により、すばる望遠鏡の 4 倍の解像力が達成できるとその感度とスピードはすばる望遠鏡の 200 倍という圧倒的な性能を達成できる。2020 年代初頭に観測開始を期す計画であり、同時期に稼働する 6.5 ｍ宇宙望遠鏡 JWST と相補的な観測研究が期待される。

TMT は大型望遠鏡建設経験をもつ国際コンソーシウムの中で統合され、熟成してきた計画である。カリフォ

ルニア工科大学（Caltech）、カリフォルニア大学（Univ. California）、カナダ天文学大学連合（ACURA）が中心となって、ムーア財団からの 200M$ を越す寄付などを元に、TMT 観測所公社を 2003 年に設立し、それまで独立に検討が進められてきたカリフォルニア 30 ｍ望遠鏡（CELT)、米国国立光学天文台（NOAO) の 30ｍ望遠鏡（GSMT)、およびカナダの超大型光学望遠鏡（VLOT) の三計画を一本化する形で TMT 計画の検討が進められた。TMT の建設地としては当初はマウナケアもしくはチリ共和国のアルマソネス等が検討されていた。

8-10 ｍ級望遠鏡で唯一広視野観測機能を持つすばる望遠鏡は、ELT 時代のサーベイ観測で世界をリードすることになる。日本の研究者がすばる望遠鏡のサーベイ観測で発見した天体を TMT で観測することができれば世界最先端の研究を先導することができる。日本の光赤外天文学コミュニティは次世代超大型望遠鏡計画の早期実現に向けて、光赤外天文連絡会からの要望書 (資料１：2006 年 11 月）や光赤外専門委員会からの勧告

第 1 章 概要

10(資料２：2008 年 3 月）を国立天文台長に提出した。これらを受け、国立天文台は、マウナケアでの建設を条件に TMT 計画に参加する意向を表明し、25% 程度の対等なパートナーとなることを目指すこととした。
国立天文台は 2008 年 11 月に TMT 観測所公社と計画参加について意向表明の書簡を交わし、3ヶ月ごとに開催される TMT ボード会議へのオブザーバー３名の参加を開始し、TMT 協力機関となった。TMT は日本の意向も尊重して、2009 年には建設候補地をハワイとすることを決め、現地での建設許可取得に向けて活動を強化した。2010 年からは中国国家天文台が、2011 年からはインドもオブザーバー参加を開始した。2010 年 4 月

からは国立天文台 ELT プロジェクト室は、TMT 参加にターゲットを絞り TMT プロジェクト室と改称して活動を強化した。2010 年 3 月には日本学術会議物理学委員会天文学宇宙物理学分科会がとりまとめた「天文学・宇宙物理学の展望と長期計画」の中でも、早期実現を目指すべき重要計画と位置づけられた。

2011 年 10 月には文部科学省科学技術・学術審議会の学術分科会・研究基盤部会、「学術の大型プロジェク

トに関する作業部会」が「30 ｍ光赤外線望遠鏡（TMT) 計画」に関する評価報告書をとりまとめたが、その中でも早期実現が勧告された。これらの動きを経て、国立天文台は 2012 年度からそれまで予備検討段階の A

プロジェクトと位置づけられていた TMT プロジェクト室を予算要求・建設段階の B プロジェクトと位置づけ直し、TMT 推進室と改称し国立天文台における人員の重点配置により推進体制を本格化しつつある。

2012 年 4 月 16 日に TMT 公社は米国 NSF に支援要請提案書を提出した。NSF は提案書を評価し、支援する計画を一つに絞り 2012 年 7 月 31 日までに、選択結果を公表することになっているが、米国内のもう一つの次世代超大型光赤外望遠鏡計画である GMT（Giant Magellan Telescope) グループは申請提案書を期限までに提出しなかった。

TMT 国際チームとしては、2012 年秋以降、各国の予算要求の歩調を合わせて、2014 年度からの建設開始を目指している。

1.2

望遠鏡計画の概要

TMT 計画の検討は、2003 年に設立された TMT 観測所公社のもとで、カリフォルニア工科大学とカリフォ

ルニア大学が検討していた 30m CELT 構想（California Extremely Large Telescope)、カナダ天文学大学連合（ACURA）が検討していた 26m VLOT 構想 (Very Large Optical Telescope)、米国国立光学天文台が検討していた 30m GSMT 構想 (Giant Segmented Mirror Telescope）を一本化することを目的として検討が始まった。その後、日本の参加、中国とインドの参加により望遠鏡建設構想がより具体化し、基本設計も進化してきたが、その特徴は以下のとおりである。

1. 望遠鏡の要となる直径 30m の主鏡は、焦点距離を 30m（曲率半径 60m、口径比 1.0) と短くすることでドームをコンパクトにして建設費を抑える。ドームは帽子型というユニークな設計とし、水平回転する

ドームの上に敷設された傾斜レール上を独立に回転する帽子部を駆動することで開口部を高度角 25 度から天頂まで指向させることができる。通風機能と望遠鏡への風圧低減を最適化した設計とする。

2. 主鏡は直径 1.44m の六角形セグメント鏡 492 枚に分割して製作し易くする。セグメントに分割することでそれぞれの厚さを 4.5cm にまで薄くし、主鏡重量を約 70 トンと極度に軽量化する。8.2m すばる望遠鏡の主鏡と比べると、面積が 13 倍に増加するにもかかわらず、重量が約 3 倍ですむ。主鏡セグメントは
山頂付帯設備により、定期的に交換して清掃再蒸着の保守を行う。

3. 主鏡が軽いので望遠鏡構造も高剛性を保ちながら超軽量化が実現でき、建設費を必要最低限に抑制する。
主鏡と副鏡からなる光学系は実績のある無収差リッチ・クレティアン系とし、第三鏡の向きを調節することで、両側のナスミス焦点部に配置した 10 台ほどの装置を短時間で切り替え、効率的な観測ができるように設計とする。

4. ナトリウムレーザーを望遠鏡に同架したレーザー送信望遠鏡で射出しレーザーガイド補償光学機能を備える。

1.2. 望遠鏡計画の概要

115. 観測所運営は国際パートナー代表からなる運営組織が行い、観測時間はパートナーの貢献率に応じて配分する。詳細は建設開始までに交わす合意書、契約書で規定する。
建設の役割分担は最終協議中であるが、2012 年 6 月時点では以下のように想定している。

日本は、国立天文台を軸に、国内の実績のある企業の参加を得て、(1) 望遠鏡本体構造の設計・製作・据付、(2) ゼロ膨張主鏡セグメントガラス材の提供、(3) 非球面主鏡セグメント研磨の一部分担、(4) 観測装置の一部の製作、(5) 国内共同利用施設の整備を行い、全体の 25% の貢献を行うことを想定している。

カナダは、マウナケア山頂のドーム建設実績を活かして、(1) ドームの建設を分担するほか、(2) 補償光学装置の製作をリードして 20% の貢献を目指している。

中国は (1) 第三鏡システムの製作、(2) 高出力レーザー、(3) レーザー送信望遠鏡、(4) 主鏡研磨の一部分担、(5) 観測装置の一部分担、(6) 付帯設備の一部分担などにより 10% 以上の寄与を目指している。
インドは (1) 主鏡の支持機構製作、(2) 観測ソフトウェアの開発、(3) 主鏡研磨の一部分担、(4) 付帯設備の一部製作により 10% の貢献を表明している。

国際パートナーは役割分担で合意した部分システムの製作を主にするが、計画推進に必要な経費の一部をそれぞれ分担する。

米国は (1) 副鏡システムの製作、(2) 観測装置の製作、のほか TMT 観測所公社で雇用している技術者等の給与や計画推進に必要な諸経費等上記以外の経費負担を想定している。

望遠鏡は TMT 観測所により運用されるが、研究課題への観測時間の割り当てをはじめ、パートナーはある程度の独自性をもつ。日本は国立天文台ハワイ観測所と一体でこれにあたり、すばる望遠鏡と緊密に連携した観測により世界をリードする科学的成果をあげることをめざす。

13

第2章

日本の光赤外天文学–岡山からすばるへ

光学赤外線天文学は波長 0.3 µm から 30 µm の電磁波による観測に基づいている。この波長域の電磁波は、主として絶対温度が百度から数万度の天体から放たれている。

これらの天体は、高密度に濃縮したガスやガスが固まって生じる固体微粒子より成る彗星、惑星、恒星である。宇宙における「目に見える」物質の大部分を占める銀河や銀河団は、これらの天体の大規模な集合体であり、光学赤外線天文学の最も重要な研究対象である。

電波や X 線が、これら光・赤外線で見える天体を造る原料である希薄に広がったガスや分子雲、あるいはそれらが関与する高エネルギー現象を観測するのに対して、可視光と赤外線は宇宙における物質分布の骨組みを形造っている天体を直接観測する。その意味で光学赤外線観測は天文学の最も基本となるものである。

近年新しい課題となった、ダークマターやダークエネルギーの研究でも光赤外線による観測的研究に大きな期待が寄せられている。

光学赤外線領域の電磁波のエネルギーは、大多数の原子や分子の励起準位間の遷移エネルギーに対応し、数万本にもおよび豊富な原子・分子のスペクトル線が観測される。現在行われているような精密なスペクトル観
測は、個々の天体の位置、形状、質量、運動に関する情報のみならず、元素組成、温度、圧力、磁場、速度場などの、広範な化学的・物理的情報の取得を可能とし、宇宙の物理的構造や進化の究明に中心的な役割を果た
している。

2.1

岡山天体物理観測所

天体物理学の観測研究を推進するために、大反射望遠鏡を国内に設置する計画は、当時の台長萩原雄祐を中心に進められてきたが、昭和 28 年 (1953)5 月、日本学術会議の総会決議を経て政府への要望が 提出され、翌29 年 6 月英国から 188 センチメートル反射望遠鏡を購入するための予算措置が国会で可決された。
全国の気象資料の解析から、岡山県・静岡県・長野県内の三候補地が選定され、昭和 29 年末から約 1 カ年のサイトテスト観測の結果、昭和 31 年６月、建設地は岡山県の竹林寺山（標高 372 メートル）と決定した。188
センチメートル（74 吋）望遠鏡は、カセグレン分光器２基、クーデ分光器１基とともに、英国グラブ・パーソ

図 2.1: 岡山天体物理観測所全景

図 2.2: 木曽観測所全景

第2章

14

日本の光赤外天文学–岡山からすばるへ

ンズ社よりの購入が決定した。昭和 35 年（1960）10 月 19 日、観測所開所式が 188 センチメートル望遠鏡ドームの傍で挙行された。

昭和 37 年（1962）より本観測が開始された。188 センチメートル望遠鏡は、建設当時世界第 7 位であり、X線星の光学同定など我が国の天体物理学的観測の本格化に貢献したが、その後諸外国で建造される大型望遠鏡の数はめざましく増加し、1982 年には 188 センチメートルの順位は三十位近くまで下落し、次期大型望遠鏡を設置したいという要望が全国的に高まり、すばる望遠鏡計画に繋がった。

2.2

木曽観測所

木曽観測所は 1974 年（昭和 49 年） 4 月 11 日に東京大学東京天文台 (現東京大学大学院理学系研究科附属

天文学教育研究センター）の５番目の観測所として開設された。105cm シュミット望遠鏡を主要設備とする木曽観測所は、銀河の写真観測などの分野を広げた。様々な天体を対象に共同利用観測が実施されると共に、紫外線超過天体や近傍銀河の表面測光の研究などが視野６度角の写真乾板を使って系統だって行われた。

1986 年頃から CCD カメラの導入が開始され、1993 年度から共同利用に供されるようになった。また 1990
年頃より広視野のモザイク CCD カメラの開発が進められ、そこで培われた技術は大型国際共同研究スローン

デジタルスカイサーベイや、すばる望遠鏡の主焦点カメラなどで活かされていくこととなった。

2.3

国立天文台ハワイ観測所の設立

1988 年 7 月、東京大学東京天文台、水沢緯度観測所、名古屋大学空電研究所を合併改組して国立大学共同利用機関として国立天文台 (National Astronomical Observatory of Japan, NAOJ) が発足した。
国立天文台は、1991 年度から 9 年計画でハワイ島マウナケア山頂に、口径 8.2 ｍのすばる望遠鏡を建設した。マウナケア山頂は、地上の光学赤外線観測の観測地として求められる、以下の 5 つの条件

(1) 晴天率が約 70% と高い(2) 夜空が暗い(3) 空気が清浄で乾燥していて、中間赤外線の観測に有利である(4) 上層大気の擾乱の影響が少ない（すばるでの平均シーイングは可視光で 0.6 秒角）(5) 気温の変化が少ない (太平洋の熱浴の中にあり、安定している）
を満たす地球上数少ない適地の一つである。

すばる望遠鏡の建設運営のため、国立天文台はハワイ島ヒロ市のハワイ大学ヒロ分校の敷地を借り上げ、国立天文台ハワイ観測所を 1997 年 4 月 1 日に開設した。すばる望遠鏡は、1998 年 12 月 24 日に望遠鏡に初めて天体の光が通る「ファーストライト」を迎えた。

図 2.3: ハワイ島ヒロ市とマウナケア山

図 2.4: 山麓施設 (ヒロベース)

2.4. すばる望遠鏡

15

マウナケアは自然保護区域として慎重な計画のもとでの開発が進められている。山頂には、米国、英国、フランス、カナダ、オランダ等により現在までに 13 台の望遠鏡が設営され、すばる望遠鏡の他に 8 -10 m クラスの光学赤外線望遠鏡としては Keck 望遠鏡 (2 台) と Gemini 望遠鏡がある。

ハワイ観測所では、日本からの赴任職員 23 名、現地採用職員 74 名の他に、出張職員、研究員、大学院生等

を含め、常時 100 名以上が研究・開発・事務に従事している。

さらに、2004 年 4 月に全ての国立大学、国立大学共同利用機関が法人化されたが、国立天文台 (NAO) は、

核融合研究所、分子研究所、基礎生物研究所、生理研究所と合同して自然科学研究機構 (NINS) を発足した。
この法人化により、自然科学研究機構は国立天文台に比べ、予算・人員でおよそ３倍の大きな研究機構となった。大学共同利用機関法人の一研究所となったが、国立天文台はその研究所名を継続し、その運営については
引き続き政府からの毎年度運営費交付金の支給を受け、支援を受けることとなった。

2.4

すばる望遠鏡

2.4.1

すばる望遠鏡の概要

すばる望遠鏡の特徴を一言でまとめるとすれば、「単一主鏡として世界最大の 8.2 メートル望遠鏡で、結像性能が極めて良い望遠鏡」である。現在定常運用されている望遠鏡の中では、アメリカ合衆国の有効口径 10 メー
トルの Keck 望遠鏡 2 台に次ぐ大きさである。

建設上の最大の難関であった厚さ 20 センチメートル、直径 8.3 メートルの主鏡は平成 10 年 8 月に完成した。最終研摩面は、平均誤差（r.m.s.）が鏡面能動支持補正後で 12 ナノメートルという、世界の大望遠鏡で未だかつてない超精密な鏡面を実現した。重さ 23 トンにも達する主鏡を表面精度 50 ナノメートル以下の誤差でどんな姿勢に対しても維持するため、すばる望遠鏡では「能動光学方式」による制御を導入し、261 本の「アクチュエータ」というロボットの指が 0.1 秒毎にコンピュータ制御されることで目標性能を達成している。

重さ 550 トンに達する望遠鏡の高精度駆動のために、摩擦を極限に抑えた静圧軸受を採用し、超強力永久磁石と電磁石コイル部によるリニアモータを使用している。観測天体である星や太陽系内の惑星や彗星などの動きに合わせて、望遠鏡の機械部分で 1 ミクロンの単位で精度良く、しかも再現性良く制御する性能を実現している。

また、星像をより良くするために、ドーム自身や地表から巻き起こる乱流を避けるために、ドーム内部は夜間気温以下に冷却し、水流実験などの結果を設計に取り込み、円筒形のドームに自然風を流す工夫をこらした。

図 2.5: マウナケア山頂

図 2.6: すばる望遠鏡のドームと観測制御棟

第2章

16

2.4.2

日本の光赤外天文学–岡山からすばるへ

すばる望遠鏡の機能・性能

こうした技術と努力の結果、ファーストライトから半年後には近赤外線の波長域で星像直径が 0.2 秒角を切る（図 2.7）という、地上望遠鏡では最高の解像度を実現し、当初掲げた総合性能の実現を証明した。

(a) CFHT(b) Subaru/Suprime-Cam

図 2.7: 赤外線カメラ (CISCO) で測定した波長 2.04 ミ

図 2.8: 星像の真円度を示す楕円率の図。すばる望遠

いることから、非常に良い解像度であることを示して

主焦点カメラで得られる星像に比べて、真円度が優れクロンでの星像断面図。星像直径が 0.2 秒角を切っている。

鏡の主焦点カメラ (Suprime-Cam) の方が、CFHT のている。

主焦点の結像性能についても、星像直径が 0.3 秒角台までに達していることが確認されている（図 2.7）。また、3.6 メートルの CFHT 望遠鏡の主焦点カメラと比べて、得られた星像の真円度が優れていることも確認されている（図 2.8）。平成 12 年 12 月には、アダプティブ・オプティックス（＝ AO、補償光学）装置が始動し、近赤外線域における理論的な限界解像度に迫る 0.073 秒角を実現した。

第一期観測装置としては、2002 年までに 8 台の特色ある共同利用観測装置（図 2.9）を完成し、定常運用を開始した。

その後、第二期観測装置として、カセグレン焦点に、近赤外多天体分光撮像装置（MOIRCS）、ナスミス焦点にレーザーガイド星機能付きの 188 素子波面補償光学装置（LGS/AO188）および高コントラスト赤外線カ

メラ（HiCIAO）、主焦点に 400 天体を同時に分光可能な多天体ファイバー分光装置（FMOS）が戦列に加わった（図 2.9）。更に、主焦点カメラ Suprime-Cam の約 10 倍広い視野を持つ Hyper Suprime-Cam （HSC）が2012 年に完成する。

こうした高性能の観測装置の開発や、主鏡能動支持機構の開発、観測装置交換機構の開発、ネットワーク制

御など技術的にも世界をリードするオリジナルなシステムを実用化させたことは、2 年ごとに開催される SPIE
国際会議等でも毎回高く評価されてきた。

2.4.3

すばるの共同利用実績

共同利用は、1 年に 2 回、観測課題の公募を行い、光赤外専門委員会の諮問をうけた「すばる望遠鏡プログ

ラム小委員会」によって審査され、実際に観測を行う課題が決定される。国内外の研究者からの先端的な観測研究提案が毎回約 150 件以上寄せられる。この申請件数は採択件数の約４倍程度にものぼり (図 2.10)、国内外の専門家による厳正な審査の結果、学術的価値の高い課題のみを採択している。非常な高倍率の中で、より戦略的、かつ集中的に研究成果をあげるため、通常の共同利用観測プログラムに加え、2002 年 4 月からは観測所主導の戦略的プログラムや特色ある大型プログラムも採択し、観測を遂行している。

過去 24 期に渡る、2012 年度前期までの観測申請夜数と採択夜数の、競争率の推移を図 2.10 に示す。また、共同利用観測者の所属機関別の観測夜数統計を図 2.11に示す。

2.4. すばる望遠鏡

17

図 2.9: 2012 年時点でのすばる望遠鏡の共同利用観測装置。主焦点に 2 台、2 つのナスミス焦点に 3 台、カセ
グレン焦点に 3 台。この他にも持ち込み装置がナスミスに 3 台、カセグレン焦点に 1 台存在する。

共同利用開始からの実績によると、天候不順により観測できなかった割合は、年平均で 17%、望遠鏡や観測装置の不調により観測に支障が生じた割合は 2% 程度で、夜間の 80% 以上の時間は実際の観測が履行されていることとなる。複雑精緻な望遠鏡と多様な観測装置を駆使し、多くの観測モードを切り換える共同利用観測を実施していることを考えると、この実績は極めて優れたものである。初期に内外の共同利用観測者から寄せられた改善要望にもかなり対処が進み、順調に共同利用課題の観測が実施されている。来訪観測者延べ数は 2011年 7 月までで 3074 名に達した。

図 2.10: すばる望遠鏡共同利用観測に申請された総夜
数と審査の結果採択配分された夜数の統計。競争倍率
はほぼ 4 倍程度となっている。

図 2.11: すばる望遠鏡共同利用観測採択夜数の国立天文台、国内他機関、および海外機関別割合の年次推移。
利用者の約１／４は海外の研究者となっており、すばる望遠鏡の国際性を示す。

第2章

18

2.5

すばる望遠鏡の研究成果

2.5.1

すばる望遠鏡による査読論文

日本の光赤外天文学–岡山からすばるへ

研究面でも、内外の研究者による観測的研究が遂行され、共同利用観測装置を用いた世界最先端の研究成果が続々と挙がっている。

ファーストライト以後平成 24 年 3 月末の時点までにすばる望遠鏡により 950 編の学術研究論文が内外の英文査読専門学術誌に出版済みである (図 2.12)。著者の総数は述べ 11000 名を越え、そのうち約 5200 名が外国人研究者であることからも、すばる望遠鏡の成果が国際的な研究協力で進められていることがわかる。

学術研究成果については、各種国際研究集会で観測所を代表した報告を行ったり、研究者が個々に発表する機会も多く、国際学会発表論文は 2009 年の時点で 670 編に及んでいる。また、すばる望遠鏡のホームページ
等を利用した公表についても力を入れている。

すばる望遠鏡の利用者と観測所との接点として、毎年すばる利用者ワークショップを開催し、研究成果の相互報告や、望遠鏡運用方針、将来計画などに関する検討を行っているほか、台外委員を含むすばる望遠鏡専門委員会で、重要事項を決定しているほか、望遠鏡時間の配分は、プログラム小委員会が厳正に審査して行い、研究成果についても追跡調査をしている。

図 2.12: すばる望遠鏡による査読論文出版数の推移
数ある研究成果の中でも、最遠銀河の発見と宇宙再電離時期の特定、ガンマ線バーストと極超新星の同定、重力レンズ効果による暗黒物質分布の研究、遠方の超新星探索による宇宙モデルの検証、太陽系外惑星の探査と原始惑星系円盤の観測、金属欠乏星の元素組成の解析、太陽系外縁天体の観測などの研究は、国際的にも注目され、高く評価されている。

最遠銀河探査と宇宙再電離史の解明

すばる望遠鏡の広視野主焦点カメラと特殊フィルターを用いた探査観測用で、2006 年には赤方偏移 6.964、距離にして約 128 億 8 千万光年、ビッグバンから約 7 億 8 千万年後の時代の銀河が発見され、その後 4 年以上にわたり、それを越える銀河が見つからなかったが、2012 年 6 月には赤方偏移 7.215、129.1 億光年の最遠銀
河 SXDF-NB1006-2 が発見された (図 2.13)。

生まれて間もない銀河の中では星々が一斉に誕生し、強い紫外線を放射して周辺のガスを電離する。電離した水素ガスが冷えてゆく過程で最後に必ずライマンα輝線 (波長 1215.6A) を放射するため、生まれたての銀河
では、そのスペクトルに特徴的なライマンα輝線がある。すばる望遠鏡グループは春と秋のすばる深探査領域

を定め、その方向の宇宙を徹底的に奥深くまで観測し、ライマンα輝線を放つ若い銀河の探査観測を進めた。
ビッグバンとともに始まった宇宙は、爆発から約 38 万年後には約 3 千度にまで冷えて中性水素原子が主となった。ビッグバン後約 38 万年から最初の銀河が生まれるまでは、光る天体が無く「宇宙史の暗黒時代」と

2.5. すばる望遠鏡の研究成果

19

図 2.13: 129.1 億光年かなたの最遠銀河 SXDF-NB1006-2

図 2.14: 最遠銀河ベストテン呼ばれてきた。最初の銀河が生まれると周辺の宇宙は再び暖められ、宇宙空間に漂う中性水素原子が電離されるはずである。この現象を「宇宙の再電離」という。

図 2.14 は赤方偏移の測定された最遠方銀河のベストテンである。すばる望遠鏡の一連の観測で、赤方偏移７の時代の銀河の数はその約 1 億年後の赤方偏移６の時代の銀河の数と比べて、明らかに少ないことが明らかになり、これまで観測が届かなかった宇宙史の暗黒時代の解明に一歩を踏み出したことになる。
最遠方のガンマ線バースター

ガンマ線バースト (GRB) は数秒から数十秒の間，突然バースト的にガンマ線が放出される現象で，1970 年頃に発見された．長い間、謎の現象とされ，ようやく 1997 年に可視光残光に赤方偏移 (z = 0.7 程度) が測定され，宇宙論的な遠方で起きている巨大な爆発現象 (明るさでは宇宙最大) であることが判明した．特殊な超新星爆発との相関も見つかっており，巨大エネルギーの超新星に付随するジェットによる現象という見方が確立しつつある．

2006 年 9 月にすばる望遠鏡により分光観測された GRB050904 は、赤方偏移 6.3 の最遠方の GRB であることが判明し、この光学スペクトルの詳細な理論解析から、宇宙が誕生後９億年ですでに電離されていたことを明らかにした (図 2.15)。

極超新星とガンマ線バースター

超新星爆発は大きく二つの種類に分かれ，白色矮星が核反応エネルギーで爆発する核燃焼暴走型 (type Ia)と，太陽よりずっと重い星がその一生の最後に重力崩壊して爆発し，中性子星やブラックホールを残す重力崩

壊型 (Ib, Ic, II 型) がある．重力崩壊型超新星は解放される 1053 erg （太陽が１年間に放出するエネルギーの

第2章

20

図 2.15: ガンマ線バースター

日本の光赤外天文学–岡山からすばるへ

図 2.16: 超新星からの光のこだま

およそ 10 兆倍）と大きく極超新星と呼ばれることもあるが、極超新星では巨大なジェット現象が付随し、このジェットを真正面から見るときにガンマ線バースト現象として観測されるという描像がすばる望遠鏡の一連の観測から、明らかになった。
超新星残骸からの光のこだま

すばる望遠鏡の微光天体分光撮像装置（FOCAS）を用いて、超新星残骸ティコの周囲で発見された可視光の「こだま」を分光観測することにより、この光が 1572 年にデンマークの天文学者ティコ・ブラーエによって肉眼で観測された超新星の爆発当時の光そのものであり、この超新星爆発が標準的な Ia 型であったことを証明した (図 2.16)。

Ia 型の超新星は、ダークエネルギーの存在を明らかにした観測的宇宙論における重要なツールであると共に、我々の周りに存在する重元素の主要な製造源のひとつでもある。今後さらに、超新星残骸の周囲で観られる光の「こだま」を分光観測することにより、Ia 型超新星爆発のメカニズムを、空間三次元的に調べることが可能になる。

レーザーガイド補償光学系

LGSAO
科学研究費補助金特別推進研究と基盤研究（S) の交付を得て、新補償光学装置（AO188) とレーザーガイド

星生成システム (LGSAO) が完成して、共同利用観測に提供している (図 2.17)。 このシステムの完成により、すばる望遠鏡の視力は波長２ミクロンの近赤外線では 0.06 秒角に達し、それまでの 0.6 秒角の約 10 倍に改善された。

また、第一世代の補償光学装置 (AO36) では、波面の乱れを検出する参照星の無い天域まで観測不可能であったが、レーザーガイド星生成装置の開発により、補償光学を用いた観測の適用天域は数 % から 80% 以上に広がると見込まれている。実際にレーザーガイド星補償光学系を用いて、重力レンズ効果を受けたクェーサーの二重像を分離し、その間に重力レンズ効果を引き起こす原因となった銀河の姿を捕らえることなどに成功した(図 2.18)。

新コロナグラフ撮像装置と原始惑星系円盤の研究
科学研究費特定領域研究により開発された

HiCIAO は 188 素子補償光学系により、近傍の恒星の回折限界像をつくり、恒星の光を遮蔽板で隠して、その周囲の原始惑星系円盤や惑星を撮影する装置である。

すばる望遠鏡の波面補償光学装置（AO188) と赤外線冷却コロナグラフ撮像装置 (HiCIAO) を組み合わせて実現できる極めて解像力の高い撮像観測を軸にした戦略的観測計画 SEEDS により、若い恒星 SAO206462(年

齢約 900 万年) の星を観測し、そのまわりの原始惑星系円盤に渦巻き模様があることを明確にとらえることに成功した (図 2.19 右上)。また、別の若い恒星 HR4796A の周りにはチリのリングがあることを撮影により明らかにした (図 2.19 右下）。これらの観測結果は原始惑星系円盤の成因やその中での惑星誕生の過程を解明する

2.5. すばる望遠鏡の研究成果

図 2.17: レーザーガイド補償光学系の開発

21

図 2.18: 重力レンズ効果を受けて像が二つ見えるクェー
サーとレンズ効果を起こす原因となった銀河

図 2.19: 原始惑星系円盤に渦巻き構造やリング構造を発見

第2章

22

図 2.20: GJ758 の惑星を直接撮像に成功

日本の光赤外天文学–岡山からすばるへ

図 2.21: 光ファイバーで多数の天体の光を分光器に送り込む

大きな手がかりとなる。
系外惑星の直接撮像

HiCIAO による観測は太陽類似星 GJ758 の近くに惑星 B を 2009 年に発見した。2 度の観測から木星質量の 10 倍程度の惑星 B は母星 GJ758 から 29 天文単位の距離を実際に巡っていることや、その表面温度が摂氏

330 度程度であることなどが確認された (図 2.20)。この発見はタイムス誌上で、2009 年度の科学 10 大ニュースの一つとして紹介された。
最も重元素量の少ない星

すばる望遠鏡などを用いた観測により、これまでに知られている中で最も重元素量の少ない星を発見し、その化学組成を測定することに成功した。恒星 HE1327-2326 の紫外線領域の高解像度スペクトルには、太陽スペクトルに見られる様々な元素の吸収がほとんど見られず、鉄と CH 分子によるわずかな吸収しかみられない。
この星の化学組成は、宇宙の第一世代の星による重元素合成の結果を示すものと考えられ、宇宙で最初の星形成プロセスや元素の起源に重要な制限を与える。
多天体ファイバー分光器

FMOS
多天体ファイバー分光装置（FMOS）は、京都大学、国立天文台と英豪の国際協力で製作された。主焦点に搭載され、視野 30 分角内の 400 個の天体について、波長 1～1.8 ミクロン帯の分光を可能にする装置であり (図2.21)、多数の天体の分光による統計的な研究で世界をリードすることができる装置として、観測が開始されて
いる。

2.5.2

天文学の広報普及活動への貢献

すばる望遠鏡は、日本として初めて外国に設置した世界第一級の最先端研究施設であり、一般の人にも関心の高い宇宙についての研究成果が続出しており、新聞やテレビなどで非常に良く取り上げられてきた。

新聞報道で取り上げられた記事数は平成 20 年末までで実に 457 件に達している。すばるホームページへの訪問者数 (図 2.22）も驚異的な数に上っている。

スペース計画や他分野との連携およびその成果公表にも力をいれている。

「はやぶさ」の地球帰還を捕らえた映像である。

図 2.23 はその一例で、探査機

学術研究成果の論文発表に加えて、学会誌・科学雑誌、書籍などでその学術的意義を解説し、国立天文台広報普及室を通じて記者発表や天文台のホームページでインターネット公開を行ってきた。さらに様々な機会を2.5. すばる望遠鏡の研究成果

図 2.22: すばるホームページへの 1 日あたり訪問者数の推移

23

図 2.23: はやぶさの地球接近を捕らえた画像

とらえて小・中学校、自治体の科学館、公共セミナーなどでの講演会や展示会も積極的に行っている。ハワイ
観測所でも地元の人への啓蒙活動など、日本とハワイの友好を促進するためさまざまな努力を払っている。

山頂施設見学来訪者は 1999 年８月から 2012 年 3 月末までに 19517 名に達している。山麓施設の見学来訪者

も 10087 名となっている。

最先端技術を開発駆使して建設したすばる望遠鏡に関連して相当数の特許も生まれ、すばるで開発された技

術を活かした製品が社会に役立っている面も見逃せない。これらの努力については各種の受賞に見られるように社会的評価も高い。天文学の広報普及を通じた社会的貢献は自然科学分野の中でも極めて大きいと言えよう。

2.5.3

すばる望遠鏡の将来

TMT 時代の到来に鑑み、マウナケア山頂のすばる望遠鏡、Keck 望遠鏡、GEMINI 望遠鏡は、次世代の観測装置を相補的克つ戦略的に分担建設する可能性について、協議を開始している。８ｍ級望遠鏡として唯一、本格的な広視野主焦点機能を持つすばる望遠鏡は、この観点から主焦点機能の強化を次世代戦略として位置づけている。

超広視野カメラ HSC

すばる主焦点カメラの視野より 10 倍広い領域を一度に撮影できる超広視野カメラとして開発されている (図2.24)。８ｍ級望遠鏡ではすばる望遠鏡以外には本格的な広視野観測が可能な主焦点機能が無いので、2010 年
代の広視野探査観測では、このカメラが世界を席巻する活躍をすることが期待されており、プリンストン大学、
台湾などの参加を得て建設中であり、2012 年度中のファーストライトを目指している。
主焦点ファイバー分光器 PFSPFS はすばる望遠鏡の主焦点機能拡大を踏まえて構想されている可視光多天体ファイバー分光器である。
FMOS が近赤外で 400 本のファイバー分光を実現するのに対し (図 2.25)、PFS は可視で 3000 本の光ファイバー分光の実現を目指す装置である。この計画は国内外の多数の研究機関の協力で検討が進められている。
また、更なる長期的な展望の下で、第三期観測装置の検討や望遠鏡の機能拡張／性能向上について具体的な検討が始まっている。

第2章

24

日本の光赤外天文学–岡山からすばるへ

図 2.24: HSC:HSC はすばるの主焦点に取り付けられ

図 2.25: PFS 計画：すばる主焦点に 2400 本の光ファイ持つ。視野が大幅に広がったにも関わらず光学性能はギー、銀河考古学、銀河進化などの研究をする。波長るカメラで、CCD を 116 個用い 1.5 度直径の視野をSuprime-Cam と同等の性能を有している。2012 年中の観測開始を予定している。

バーをならべて同時に分光観測を行い。ダークエネル

域：380-1300nm、波長分解能：1600-5000、視野：1.3 度径である。東大 IPMU が全体計画をとりまとめ、国立

天文台、Caltech/JPL、フランス、プリンストン/JHU、ブラジル、台湾が参加する国際体制で進められている。

2.5.4

すばる望遠鏡国際外部評価

国際外部評価委員会により 2008 年度に行われた、すばる望遠鏡の研究活動の外部評価 (図 2.26) では、すばる望遠鏡とその観測装置群および観測成果について高い評価が得られた。

図 2.26: すばる望遠鏡国際外部評価報告書より

25

第 3 章 TMT 計画検討の経緯
本章では、すばる望遠鏡とその観測装置群が完成した 2003 年から 2006 年頃の、国内での独自の次期超大型望遠鏡計画（JELT 計画）の検討の 経緯について述べる。

3.1

日本版 30m 望遠鏡 JELT 構想の検討 (2003 年–2006 年）

光赤外天文学のコミュニティでは 2010 年代の光赤外天文学を展望し、すばる望遠鏡に続く将来計画を検討するため、2003 年 1 月に光赤外天文連絡会と理論天文学懇談会の有志の呼びかけで、将来計画検討会を発足させ、約 2 年間の検討結果を 2005 年 3 月に「2010 年代の光赤外天文学：将来計画検討報告書」(図 3.2）としてとりまとめた。

その総括（同報告書、P38）では、長期指針として（１）すばる望遠鏡に続く次世代 30 ｍ級望遠鏡 (仮称 JELT) 計画 (図 3.1) の具体化と（２）スペースミッションとしては SPICA 計画を最重点計画として具体化、を軸に、これらの計画のピアレビュー、法人間協力体制の整備、大学の基盤整備、国際協力の推進体制、の重要性が唱われた。

JELT 構想については、国立天文台の有志を中心に 2002 年頃から具体的検討が始まり、光赤外天文連絡会の将来計画検討会により理論研究者も交えて、その目指すサイエンスの検討などを進めて、2005 年春までに口径 30m の JELT 構想としてのとりまとめを行った。

度からに ELT プロジェクト室を発足させた。

国立天文台はこれらの活動の重要性を認知し、2005 年

３０ｍ次世代望遠鏡 JELT は、８ｍ級望遠鏡より一桁大きい集光力と、補償光学の高度化により回折限界の解像力を実現して、(1) 銀河形成と宇宙再電離の解明、(2) 系外惑星探査と星形成過程の解明、(3) クェーサーやガンマ線バースターの物理の解明、などの観測的研究で、これまでにすばる望遠鏡で得られた成果をさらに大きく発展させることを目指すものであり、その基本仕様は表 3.1 のように設定した。
独創的な JELT 構想

当初検討した JELT 構想には日本独自の
表 3.1: JELT の基本仕様

M1

F/1.5, 分割鏡方式 30m 主鏡

分割鏡材

CFRP/ゼロ膨張ガラス/ゼロ膨張セラミック

光学系

三非球面鏡系

焦点

ナスミス焦点 x ２または４

視野

半径 10 分角

波長域

可視光から近赤外線

観測装置

光学分光器、赤外線分光器, カメラ

ドーム

半径 50m第3章

26

図 3.1: 30m JELT 構想

TMT 計画検討の経緯

図 3.2: 将来計画検討報告書

図 3.3: ３非球面 30m JELT 望遠鏡の光学系立体配置図
１）非球面 3 枚による 15 分角にわたる無収差平坦像面、

２）14 種類、約 1080 枚の同心円扇型非球面セラミック分割鏡からなる主鏡、

３）すばる望遠鏡主焦点機能増強によるサーベイとの連携、などを骨子とする独創的で斬新な構想が盛り込まれた。

3.1.1

三非球面鏡光学系

表 3.1 の仕様を満たす望遠鏡光学系として、図. 3.3 のように三枚の非球面鏡を用いることにより視野半径10 分角にわたり実用上無収差で平坦な焦点面を与える光学系設計した（Nariai and Iye 2004）。主鏡は口径比F/1.5, 直径 30m の楕円面鏡で 1080 枚の扇形分割鏡から構成される。口径 4m の双曲面副鏡と口径４ｍの平面
折り曲げ第三鏡および第四鏡により、通常のナスミス焦点と垂直な方向に仮想像面ができる。この像面を第五鏡となる三枚目の楕円面鏡で再結像して最終像面とする。円形視野の半分だけを使うことにすれは、光線の重なりを避けることができる。これらの視野は実寸で半径１ｍ級の大きさとなるので、各焦点に複数の観測装置を展開することができる。将来的に装置が増えた場合には第三鏡で反対側のナスミスプラットフォームにも焦点を設け、装置を展開することができる利点もある。

3.1. 日本版 30m 望遠鏡 JELT 構想の検討 (2003 年–2006 年）

27

図 3.4: 三非球面光学系 JELT の焦点面における光線スポッ

ト図。 視野半径８分角に至るまで 30 ｍ望遠鏡の回折限界内にスポットが収まっていることに注目。

図 3.5: 30m JELT 望遠鏡の概念図

厳密には光軸中心ではビームが二分するため、最大で光量の 50% が蹴られることになるが、蹴られる光量は視野中心から離れるに従って急速に減少し、ある半径のそとでは蹴られ無しとなる。図 3.4 に光線追跡で求めたスポット図を示す。光軸から半径８分角にわたるまで、スポットの拡がりは可視光での回折限界以内に収まることが分かる。

図 3.5 はこの光学系を３次元展開した CAD 図面である。

3.1.2

ゼロ膨張セラミック (ZPF) 製分割鏡の開発試作

ゼロ膨張セラミック素材 (ZPF) は、半導体製造工程のステージ用素材として国内で開発されたものである。

組成の異なる原材料粉末の混合比を調整して焼結することにより、ゼロ膨張となる温度を常温付近で、0◦ C での熱膨張率は約 10 ppb 程度にすることができる。ZPF は CMC(セラミック複合材料）に比べて熱膨張率が小さく, ガラスに比べて高剛性で曲げ強度が強い。ZPF は研削・研磨が可能な素材である。ガラスより熱伝導率が大きいので、外界の気温変化に追随しやすいということもメリットである。また、素材をゼロ膨張接着剤で接着したり、中空構造の軽量化整形も可能であるなど、セグメント素材として良い性質を備えている。また母型に合わせて焼結前に形状を球面に整形することも可能であり、研削量を最低限にすることが可能であるる。
ゼロ膨張セラミック鏡の実用化

ゼロ膨張セラミック鏡の開発を、自然科学研究機構核融合研究所との分野間連携事業 (2004-2006 年度）として行った。具体的には、直径 30cm の軽量化セラミック鏡材を試作し、その研磨性の試験などを行い、広島大学 1.5 ｍ望遠鏡の可視光用副鏡 (図 3.6) として完成させるなどの開発実績を積んだ。

さらに、科学技術振興機構予算（2005-2007 年度）の助成を得て、核融合研究所のマイクロ波焼成技術を応用したセラミック大型焼成試験炉を開発した (図 3.7)。 TMT のセグメントをセラミックで良品質で安価に作ることを目指して 当時の TMT セグメントの大きさの 1.2m のセラミック鏡材を焼成できる炉を製作したが、その後 TMT セグメントの大きさが 1.45m に変更になり、実機サイズでの早期実証の目処が立たなくなり、セラミック素材の本格 j 実用化開発は断念した。

第3章

28

図 3.6: 広島大学 1.5 ｍ望遠鏡に実装された世界初のゼロ膨張セラミック鏡

3.1.3

TMT 計画検討の経緯

図 3.7: 大型ゼロ膨張セラミック製造用マイクロ波焼成試験炉 (核融合研）

超高精密研削装置

30m 級の巨大望遠鏡の主鏡は、一枚鏡で製作することは不可能である。そのために 1080 枚の大きさ 1m ほどの非軸対称・非球面鏡 (分割鏡) を敷き詰める。しかし伝統的な研磨技術では非現実的な製作期間とコストを必要とする。さらに本質的に通常の研磨法では軸対称の形状しか製作できないため、分割鏡を製作するにはい
くつかの追加工程が必要となる。望遠鏡ワーキンググループは望遠鏡建設に有用な新技術の一つとして、国内メーカーが開発した超精密研削装置に注目した。これは被工作物の駆動ステージに、静圧軸受をその全ての軸に採用し、最高級装置では送り分解能 1nm という驚異的な安定で剛性度の高い精密なサーボ送り機構を実現したものであり、10nm レベルの加工精度を条件によっては達成している。この装置を用いることで鏡の非球面研削加工工程を大幅に短縮し、研磨工程に要する時間も大幅に短縮できる可能性があり、試作を行った。

光赤外線望遠鏡に要求される鏡の面精度は形状と表面粗さともに波長の 20 分の 1、つまり 30nm が要求される。これらを想定して、非球面形状を量産する最も適したコスト効率の良い方法を見極めることを目指して、
世界中で開発中のものも含め、さまざまな検索、研磨加工技術の調査を行い、国内メーカー等との共同開発の可能性を検討した。京都大学のグループでは、3.8 ｍ望遠鏡を 18 枚の分割鏡の合成で試作する計画を推進中であり、分割鏡の支持機構やアクチュエータの試作開発を進めている。図 3.8 は京大 3.8m 望遠鏡の同心円主鏡
セグメントである

3.1.4

超軽量架台の試作開発

名古屋大学と京都大学のグループは口径 3.8 ｍ級の軽量化望遠鏡を次世代望遠鏡開発の一環と位置づけて推進していた。名古屋大学では CFRP トラスを組み上げてＣ型マウントに搭載する形式で従来の 1/10 以下の超軽量望遠鏡構造を試作し、その駆動に成功した。図 3.9 は遺伝アルゴリズムによるトラス配置の最適化により実現した超軽量化望遠鏡構造を示す。

3.2

TMT 計画への合流の経緯 (2006 年-2009 年）

3.2.1

なぜ TMT 計画を選んだか

国立天文台では 2005 年 4 月に ELT プロジェクト室を発足させ、JELT 構想の実現に向け検討を進めた。

当初から予見されたことではあったが、JELT 構想の実現は 1000 億円を超すと見込まれる建設予算確保への負担が大きく、技術開発の時間とマンパワーの集約にも相当の年月を要すると見込まれることが、次第に明白

3.2. TMT 計画への合流の経緯 (2006 年-2009 年）

29

図 3.8: 京大 3.8 ｍ望遠鏡主鏡セグメント：京都大学

図 3.9: 京大 3.8 ｍ望遠鏡の軽量化架台：名古屋大学となった。次世代の最初の望遠鏡として科学成果を刈り取る場面を作ることが重要であり、日本単独での建設に固執すべきでないという判断が自然と形成されていった。2006 年頃には、当時、海外で検討中の 30mTMT
計画、22mGMT 計画、42mE-ELT 計画 (次章参照）のどれかと合流して国際共同プロジェクトとして、早期実現を目指すことをプロジェクト室は決断し、コミュニティに諮ることとした。どれと合流すべきかの判断としては、カリフォルニア工科大学、カリフォルニア大学、カナダ天文学大学連合が検討を進めていた TMT 計

画が一番有力と考えられたが、ちょうど 2006 年 4 月以降、TMT ボード会議とのコンタクトが始まったこともこの動きを加速した。

（１）ハワイでの建設

TMT を選ぶ理由としては、以下の４つがあった。

GMT と E-ELT の建設候補地はチリとなることが確実視されていた。TMT はハワイかチリかの決断を保留していた。ハワイ島での建設であれば、国立天文台ハワイ観測所の拡張という位置づけで、人的/施設的資源の有効利用を諮ることができる。
（２）すばるとの連携

８－ 10 ｍ級望遠鏡で唯一広視野探査機能を実現できる主焦点を持つすばる望遠鏡は、次世代に向けて主焦点機能を強化するプランを持っている。これとタイアップすることで、すばる望遠鏡で絞り込んだ観測天体をTMT で日本人研究者がリーダーシップを取って観測する流れをつくることができる。
（３）３計画の中で最初に完成

３つの次世代計画 (後述）の中では TMT が一番、構想検討が着実に進んでおり、最初に完成して科学観測成果を挙げることができる可能性が高い。
（４）南北棲み分け

南天にアルマの建設が進んでおり、南天の観測の必要性もあるが、E-ELT、GMT、TMT の全てが南天に建設されることになるのは、世界的にも好ましくない。日本が主導して北天を分担するという提案が望ましい。
南天については協定等で交流促進することで将来的にアクセスを確保することもできる。

これらの方針を 2007 年 1 月に固め、同年の光赤外天文連総会や国立天文台の光赤外専門委員会などでコミュ

ニティの意向をとりまとめる活動を開始した。光赤外天文連絡会委員長からは国立天文台長充てに 2006 年 11月に「地上 30 ｍ級光学赤外線望遠鏡計画の推進について」という声明 (資料１）が提出された。光赤外専門委

員会委員長からも国立天文台長充てに 2008 年 3 月に「ELT 推進に関する光赤外専門委員会からの提言」(資料２）が提出された。

国内では、2007 年 12 月と 2008 年 5 月には日本学術会議第 3 部会主催のワークショップが開催され、光赤外以外の将来計画も俯瞰した報告・検討が行われ、TMT 計画推進への期待が表明された。

これを受けて、国立天文台長は 2008 年 11 月に TMT 観測所公社議長と参加について Agreement between

TMT and NAOJ (資料３）を交わし、3ヶ月ごとに開催される TMT ボード会議へのオブザーバー３名の参加を開始し、TMT 協力機関となった。

第3章

30

TMT 計画検討の経緯

これ以降の TMT ボード会議での議論の中で、日本側は建設地としてハワイが選定されることが重要である

旨を繰り返し主張した。

建設地の決定3.2.2

2008 年当時、建設候補地としてチリのアルマゾネス山とハワイのマウナケア山とが有力であった。これらのサイトの気象条件や必要な建設許可手続きの調査が進められた。両サイトとも、地元からは誘致運動があった。人里離れたチリの候補地は建設許可を得やすいなどのメリットがあったが、日本の意向など諸般の事情を総合判断して、2009 年 7 月には TMT 建設候補地をハワイとすることを日本、米国、カナダ、中国のボード会
議参加者全員一致で決め、現地での建設許可取得に向けて活動を開始した。

3.3

TMT 計画推進の加速 (2010 年～）

日本学術会議の宇宙物理学部会は、それまでの検討結果をまとめ、2010 年 3 月に、「天文学・宇宙物理学の展望と長期計画」を公表した (資料４)。この資料の中では科学における大型計画のマスタープランが検討され、TMT 計画の早期実現が勧告された。

建設地の決定を受け、国立天文台 ELT プロジェクト室は TMT 参加にターゲットを絞り、2010 年 4 月から

TMT プロジェクト室と改称して、活動を強化した。

TMT 計画の国際的推進の動きを見て、2010 年からは中国国家天文台が、2011 年からはインドも TMT ボー
ド会議にオブザーバーとして参加を開始した。
2011 年 10 月には TMT ボード会議において、TMT 参加意向表明書 Global partnership concerning thethirty meter telescope observatory(資料５）に、カリフォルニア大学、カリフォルニア工科大学、カナダ天文学大学連合、国立天文台、中国国家天文台の５機関のそれぞれ代表者が署名し、TMT 協力評議会が発足した。

TMT 協力評議会は、本格建設開始に向けての合意形成と予算獲得を目指すグループと位置づけられている。
現時点では、参加意向表明書は法的な義務が発生しない形で用意されている。
2011 年 11 月には文部科学省科学技術・学術審議会の学術分科会・研究基盤部会、「学術の大型プロジェク
トに関する作業部会」が「30 ｍ光赤外線望遠鏡（TMT) 計画」に関する評価報告書 (資料６）をとりまとめたが、その中でも早期実現が勧告された。

これらの動きを経て、国立天文台は 2012 年度からそれまで予備検討段階の A プロジェクトと位置づけられていた TMT プロジェクト室を予算要求・建設段階の B プロジェクトと位置づけ直し、TMT 推進室と改称し、室員の重点配置により推進体制を本格化しつつある。

また、2012 年 4 月に TMT が全米科学財団 NSF に提出した計画提案書に添付する形で、国立天文台長が協力意向表明書 (資料７）に署名した。

国立天文台は 2014 年度からの建設開始に先立ち、文部科学省に 2012 年度の調査費要求を行い、開発費の一部が措置された。2013 年度は最終的準備費要求を行い、2014 年度からの大型計画として、国際協力での建設開始を希望している。順調に建設が進めば 2021 年にファーストライトとなる見込みである。

日本の TMT プロジェクトへの寄与としては、主鏡材料、主鏡研削・研磨の一部、望遠鏡本体構造の製作、観測装置の一部の製作を分担し、国内コミュニティのためのデータアーカイブ、および観測所運用などでの寄与を想定して、大学グループやメーカーとの検討を進めている。

3.4

TMT 計画推進勧告文書等 (巻末に添付）

資料１：「地上 30m 級光学赤外線望遠鏡計画の推進について」

文台長への声明 (2006 年 11 月）

光赤外天文連絡会委員長から国立天3.4. TMT 計画推進勧告文書等 (巻末に添付）

31

資料２ ： 「ELT 推進に関する光赤外専門委員会からの提言」 光赤外専門委員長から国立天文台長への提言(2008 年 3 月 11 日）

資料３：

Agreement between TMT and NAOJ

資料４：

「天文学・宇宙物理学の展望と長期計画」日本学術会議物理学委員会

科会

科学における大型計画のマスタープラン(2008 年 11 月）（2010 年 3 月）

天文学/宇宙物理学分

資料５ ：TMT LOI（Global partnership concerning the thirty meter telescope observatory) 観山台長
等五者署名（2011 年 9 月 28 日）
資料６ ： 「30m 光赤外線望遠鏡（TMT) 計画」 科学技術・学術審議会 学術分科会研究環境基盤部会

学術の大型プロジェクトに関する作業部会
資料７：（2011 年 11 月 4 日）

Letter of Collaboration 協力意向表明書林台長署名 （2012 年 4 月 6 日）

33

第 4 章 TMT によるサイエンス
4.1

宇宙最初の星と銀河宇宙の夜明け

4.1.1

TMT で探る深宇宙の姿「もっと遠くを見てみたい」とは、天文学者だけでなく多くの人が共通に持つ好奇心の一つだろう。ガリレ

オ・ガリレイが初めて望遠鏡を宇宙に向けて以来 400 年、より大きな望遠鏡を用いることでより遠くの宇宙の姿が明らかになってきた。現在、口径 8-10 m を有する地上大型望遠鏡を用いて見る事のできるもっとも遠い

天体は我々から 131 億光年離れた場所にある。さらに遠方を観測し、宇宙最初期に生まれた天体を探索することは、21 世紀の天文学のフロンティアであると言えよう。

我々の宇宙はビッグバンで始まったとする標準宇宙モデルによれば、銀河は宇宙初期のわずかな密度揺らぎ

を種として生まれたと考えられている。最近になって、宇宙年齢数億年から 10 億年の頃に存在した銀河や巨大
質量ブラックホールは次々と発見され、当時の宇宙の姿をうかがい知ることができるようになった。TMT を用いることでさらに遠方、すなわち宇宙そのものが誕生してすぐの時期に存在した「初代天体」を観測できると期待されている。

TMT が探る早期の宇宙にはもう一つ重要な出来事があったはずである。宇宙はじめの 10 億年には、銀河間に薄く広がる水素がほぼ完全に電離しプラズマ状態になったと考えられている。TMT はこの「宇宙再電離」

がどのように起こったのかを探ることに威力を発揮するだろう。星や銀河などの光り輝く天体が存在しなかった「宇宙暗黒時代」はいつ、どのように終焉したのか。その後すぐに銀河が生まれ、宇宙は光で満たされるようになったのだろうか。TMT を用いた最遠方天体の観測により宇宙初期、銀河形成黎明期を明らかにする計画を解説する。

4.1.2

その先の銀河宇宙へ

初期宇宙の天体を直接観測するため、以下の３つの計画が提案されている。

•••

極めて明るい遠方超新星の検出 : すばるハイパーシュープリームカメラ (HSC) で検出する超新星候補

を TMT で分光観測し、スペクトルの特徴と光度曲線から遠方超新星の性質を明らかにする。

初代銀河の撮像分光観測 : 活発な星形成をおこしている銀河を撮像分光観測し、初代銀河の金属量や星種族を決定する。

宇宙再電離過程の解明：明るい銀河やクェーサーを詳しく分光観測し、その周辺の銀河間ガスの物理状態から宇宙の熱史に迫る

初代星の超新星爆発を捉える
超新星爆発は大質量星の終焉の際におこる大爆発である。近年、大質量星の中でも特に重い星 (巨大質量星)が爆発する際に、通常の超新星と比べて非常に明るくなる事が分かってきた。このような超新星は非常に明るいため、遠方宇宙に現れても観測が可能である。特にすばる望遠鏡と TMT の連携によって赤方偏移６付近の初期宇宙で発生したこのような超新星を発見できると期待される。これにより、初期宇宙では巨大質量星が多かったのではないかという理論予言を直接確かめる事も出来るだろう。

第 4 章 TMT によるサイエンス34

広視野をもつ望遠鏡による候補天体の発見と、集光力の非常に高い望遠鏡による分光観測の組み合わせが必須である。このため、広視野をもつすばる望遠鏡の観測装置、HSC による撮像サーベイで遠方で発生した IIn型超新星の候補天体を見つけ出す。赤方偏移約５以上に現れた IIn 型超新星は、すばる望遠鏡による撮像観測

で候補天体を発見することは可能でも、分光観測による候補天体の赤方偏移と IIn 型超新星である事の確認が難しい。TMT では、すばる望遠鏡で発見された候補天体の分光観測を行う。
初代銀河の誕生に迫る
ビッグバンから約 1 億年後、宇宙は主に水素から成る薄い始原ガスで満たされていたと予想されている。やがてこの始原ガスから宇宙最初の星が形成され、次に初代銀河が誕生したと考えられている。初代銀河は現在の宇宙に見られる銀河の祖先とも言えるだろう。

初代銀河の誕生を明らかにすべく、これまですばる望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡など最新の大型望遠鏡で集中的な探査が行われた。その結果、宇宙誕生から数億年しか経っていない時代の銀河まで分光同定に成功した(Figure 4.1)。しかし、真に初代銀河と呼べるような天体は未だ報告されてない。これまで見つけられた銀河のうち形成の最初期だと考えられる部類のものでも星質量は太陽の 10 億倍以上と大きく、すでに現在の矮小銀河かそれ以上の規模に成長しているからである。重元素を含まず、ビッグバンで合成された水素とヘリウムだけを含むガスから生まれた天体は未だ検出されておらず初代銀河は宇宙史におけるミッシングリンクとなっている。

最近の理論研究によれば、初代銀河は星団程度の質量しかなく、現在の望遠鏡では感度が足りず検出は困難を極める。そこで高感度を誇る TMT を用いることで世界に先駆けて初代銀河の検出を目指す。初代銀河の発見は、星と銀河の誕生からどのように我々の住む天の川銀河が作られたかというその第一段階を知ることにな
り、銀河形成の全体像を描くことが可能になるだろう。これは我々の地球・太陽系を含む天の川銀河の起源を知る上で必要不可欠なものであり、「われわれはどこから来たのか？（ポール・ゴーギャン）」という人類が持つ根本的な疑問に答えるものである。

具体的な観測としては、TMT による近赤外線の深撮像観測を行い水素に特有の吸収端を示す遠方銀河 (ドロップアウト銀河)、同じく水素原子輝線を出す遠方銀河 (LAE) を見つけ、初期銀河候補とする。さらには、
重力レンズ効果により増光された初期銀河候補を TMT の深分光によって探すことも期待できる。これにより世界最高感度の銀河探査を実現する。同定された初期銀河候補に対して TMT による高感度、高空間分解能の追分光/撮像を行い、赤方偏移つまり距離を測定すると共に、紫外線連続光が非常に強く、大質量星を多く含

み、ガス中に金属を含まない銀河を初代銀河として同定する。初代銀河の詳細な観測によりその形態と星形成率への制限を得て、大質量星の多い初期星質量関数の仮説を検証することができる。このようにして重元素を含まない初代銀河にしか見られない星形成の物理過程に対して初めて知見を得られるだろう。最近の遠方銀河観測の成果に見られるようにハッブル宇宙望遠鏡と並んで日本のすばる望遠鏡による研究結果は世界をリードしており、ＴＭＴを用いた深宇宙探査は、これまでのすばる望遠鏡による観測研究をさらに発展させるものとなる。過去の経験と実績は日本の研究グループのアドバンテージであり、TMT の大集光力を武器に初代銀河の謎を解明できるだろう。

宇宙再電離の核心的疑問に答える
宇宙再電離は 137 億年の宇宙史の中でも際だった現象であるものの、未だにその全体像は謎に包まれている（図 4.2）。ビッグバンで誕生した宇宙は、膨張とともに温度が下がっていった。ビッグバンから 37 万年が経ったころ宇宙を満たす陽子と電子が再結合して水素原子が合成され、宇宙は晴れ上がった。この時の様子が現在の宇宙背景放射 (CMB) として観測されている。晴れ上がり期を経て、宇宙は主に中性水素ガスで満たされた暗黒時代に突入していった。一方で、 クエーサー (QSO) に現れる吸収線を用いて現在に近い宇宙の銀河間ガスを調べると水素がほぼ電離していることが分かっている。つまり、一旦中性状態になった水素が宇宙史のど

こかの時点で電離されプラズマ状態になったことになる。これが宇宙の再電離である。標準的な理論モデルか4.1. 宇宙最初の星と銀河宇宙の夜明け

35

図 4.1: すばる望遠鏡で分光同定された赤方偏移 7.0 銀河 (左；Iye et al. (2006) より引用) と VLT 望遠鏡の観測から報告された赤方偏移 8.6 銀河 (右；Lehnert et al. (2010) より引用) の２次元および１次元スペクトル。
横軸は波長、縦軸は空間方向 (２次元スペクトル）もしくはフラックス強度（１次元スペクトル）。

らは、宇宙初期に誕生した銀河から大量の紫外線が放出され、それらが宇宙にあまねく水素を電離したと考えられているが、観測的証拠が得られていないため実際のところはわからない。宇宙再電離はどのような天体によって引き起こされ、いつごろ終わったのか。これらは現在の宇宙論および天文学の最先端研究テーマとなっている。

これまで、スローン デジタル スカイ サーベイで検出された QSO や、WMAP 衛星で得られた宇宙マイク

ロ波背景放射 (CMB) を背景光として使い、光源との間にある中性水素もしくは自由電子の量に制限が加えられた。これにより宇宙再電離が宇宙年齢数億年の頃に起こったことが分かってきた。しかし、宇宙再電離がある時期を境に急速に進む場合と、その逆に、数億年かけて徐々に進む場合のいずれが正しいかといった事さえわかっておらず、さらに、銀河がもたらす電離光子の放射密度が宇宙を再電離するに足らない可能性が指摘されている。すでに検出された銀河が出す電離光子数は、宇宙再電離に足る値ではなく、CMB 観測による偏光観測の結果を説明できない可能性が示唆されている。仮に銀河がもたらす電離光子だけで宇宙再電離が説明できないと明らかになれば、未知の物理現象が宇宙再電離プロセスに寄与している可能性も考えなくてはならな
いだろう。

TMT を用いれば宇宙再電離時代の核心に迫り、重要問題を解決することができる。複眼的な結果を得るた

め、TMT では次の３種類の天体を観測して宇宙再電離研究を大きく推進する。一つ目の天体は QSO である。
すばる HSC の撮像観測で見つけられた遠方の QSO に対して TMT/IRIS に補償光学 (AO) を用いて深分光観測を行う。QSO 周りのガスの物理状態を明らかにできるだろう。２種類目の天体はガンマ線バースト (GRB)である。すでに、すばる望遠鏡により非常に遠方の GRB(GRB050904) でも観測が成功しており、ガンマ線衛星から得られた位置情報を元に IRIS に AO を用いて GRB の残光に対して深分光観測を行う。GRB 周辺のガスの状態について詳細な情報を得られると期待される。３種類目の天体は水素輝線銀河である。TMT/IRMSに AO を用いて狭帯域撮像観測を行い遠方銀河の候補を検出する。これらの候補天体に対して AO 分光観測を行う。３種類の天体から得られたスペクトルデータを元に銀河間水素ガスがスペクトルにもたらす水素に特有の波長での吸収量を求め銀河間ガスの中性水素度に制限を加え、これまでの観測研究では決して手の届かな
かった宇宙年齢 6 億年の頃の再電離史を明らかにする。

また、電離光子の収支については JWST の広帯域撮像で得られた z = 8 − 12 のドロップアウト銀河候

補を TMT/IRMS+AO で分光追観測し、正確な電離光子密度を得る。ここでも重力レンズ効果を利用した

TMT/IRMS の観測が威力を発揮する。光度関数の低光度側での傾きに制限を加え、通常の観測では検出でき

第 4 章 TMT によるサイエンス36

図 4.2: 宇宙史の中での宇宙再電離（z ∼ 6 − 15）。黒色の部分は中性水素で満たされた宇宙であり、紫色の部

分はこの中性水素が電離された宇宙。左側が宇宙の晴れ上がり（z ∼ 1100）、右が現在（z = 0）。(Robertson

et al. (2010) より引用。)

ない暗い矮小銀河が予想より多いのかほぼ予想通りなのか、という問題について決着を付ける。これにより電離光子の収支から銀河だけで宇宙の再電離が説明できるのかを明らかにする。このような高精度観測の結果銀河だけで再電離が説明できない事が明らかになれば、重大な物理現象の示唆、例えば暗黒物質の対消滅や大量の原始ブラックホールの出現というような未知の現象が宇宙再電離に寄与しているという結論、が出てくる可能性もある。

また、SKA などの次世代装置の探査で得られた 21cm データとドロップアウト銀河の分布を比較することで中性水素と電離源の分布を理解し宇宙再電離のプロセスについて手がかりを得る。SKA の登場は JWST の運用期間が終わった後 (2020 年以降）と見られるため、このような目標を達成するには SKA と同時期に宇宙再電離の進行期の観測を行える TMT が必要不可欠である。

日本はこれまで遠方銀河を用いた宇宙再電離研究を切り開いてきた。銀河の電離光子の放射密度と宇宙再電離の関係、QSO,GRB, および LAE による中性水素比への制限などが盛んに行われ世界的に研究をリードしている。さらに 2012 年および 2016 年にファーストライトを目指しているすばる HSC と Prime Focus Spectrograph(PFS) 探査の主目標の一つとして宇宙再電離が掲げられている。すばる HSC と PFS の広視野を生かし、広域に渡る赤方偏移 6 − 7LAE およびドロップアウト銀河探査を行う計画である。大口径高感度の TMT を用いて宇宙の早期進化についての研究を完成させることができる。

4.2

銀河宇宙の激動 ～銀河構造の起源と進化～

我々が住む地球の親星である太陽のような恒星が数千億個ほども集まって、銀河系という巨大な星の大集団を形成していることが知られている。扁平な円盤の中心部に丸いコアがあるような形をしており、円盤にはい

くつかの渦を巻いた腕がある。これを渦巻銀河または円盤銀河とよぶ。しかし宇宙には、このような一般に銀河と呼ばれる星の大集団がさらに一千億個ほども存在すると考えられ、形状も様々である。円盤銀河の対極は、楕円球の形をした楕円銀河である。また両者の中間的ともいえる、厚い円盤の中心に比較的大きな球状成分を持つレンズ状銀河とよばれるものも存在する。さらに、大きく形を崩した不規則銀河や合体銀河などもある。
銀河を構成する星の種族も様々である。一般的に渦巻銀河は現在もガスから星を作り続けており、高温の若い星を多く擁し、全体に青い色をしている。一方、楕円銀河では既に新しい星はほとんど生まれておらず、低温の古い星が大部分を占めており、全体に赤い色をしている。また、銀河の性質は銀河の質量にも強く依存している。重い大きな銀河ほど楕円銀河が多く、星形成が不活発であるのに対し、軽い小さな銀河ほど円盤銀河
や不規則銀河が多く、星形成の活動性は高い。さらには、これらの様々な形状や性質をもつ銀河は、現在の宇宙において、異なる環境下に綺麗に棲み分けていることが分かっている。楕円銀河は銀河団と呼ばれる銀河が密に集まった領域に多く存在するのに対し、渦巻銀河はフィールドと呼ばれる銀河が疎な領域に多く存在しているのである（図 4.3）。

4.2. 銀河宇宙の激動 ～銀河構造の起源と進化～

37

図 4.3: 銀河の形態–密度関係。55 個の近傍銀河団に存在する楕円銀河 (E)、S0 銀河 (S0)、渦巻銀河 (S) および不規則銀河 (I) の割合を、天球に投影された銀河の個数面密度の関数として表したもの。左端の 3 つの点 (フィールド) はそれぞれの銀河形態の一般フィールド (銀河団や銀河群に属さない低密度領域) での割合を示す。楕円銀河や S0 銀河は高密度領域に多く、渦巻銀河は低密度領域に多いという具合に銀河の棲み分けが見られる。

Dressler (1980) より引用。

では、このような多様な銀河は宇宙の歴史のいつ頃どのように誕生し、その後どのような進化を遂げて現在のような姿になってきたのだろうか？

4.2.1

銀河の種を探す（ガスから銀河へ）

銀河形成の謎を解く鍵は、銀河の種となった天体とそのまわりのガスにあると考えられている。理論研究によれば、この「銀河の種」は、宇宙初期に集積した暗黒物質を核にして作られる。この暗黒物質の重力に引かれて周りからガスが流れ込み、中心部で混ざり合うことで種 (ガスの塊) になる (図 4.4)。やがて、この種の中から次々と星が生まれて原始銀河が形作られる。銀河はその後もまわりからガスを中へ取り入れながら、星を作り続け、どんどん成長する (図 4.4)。しかし、銀河は星を十分にたくさん作ると、今度はガスを加熱して外に排出するようになり、あるところで成長を止めてしまう (図 4.4)。しかし、これはあくまでも理論研究の予想にすぎない。銀河の種がどのようにできたのか？銀河の種はまわりのガスをどのように取り入れて成長してきたのか？また、銀河はどのようにガスを外に出して、成長を止めるのか？これらの我々の銀河系の起源に関わる重要な問いに正面から答えられるのが、TMT である。

すばる望遠鏡に代表される、口径 8-10 メートル級の地上巨大望遠鏡によって、非常に遠方、すなわち宇宙

初期にある成長期の銀河が直接観測できるようになってきた。これらの若い銀河は、もの凄い勢いで星を作っている（成長のスピードは現在の銀河系の 10 倍以上) ことがわかってきた。さらに、そのまわりに淡い光を放つガス雲をまとっているものも見つかるようになってきた。このガス雲は、成長期の銀河に欠かせないガスの貯蔵庫だと考えられている (図 4.5)。今後、もし銀河がまだできていないような淡いガス雲が見つかってくれ

ば、それはまさしく銀河の種の有力な候補になる。これまでに知られているガス雲の数はまだ 20 個程度だが、すばる望遠鏡で開発が進んでいる次世代の超大型カメラ・HSC を用いた探査により、今後、千個以上のガス雲が見つかると予想される。この探査により、まだ銀河ができていないような銀河の種候補も多数検出できるであろう。

第 4 章 TMT によるサイエンス38

図 4.4: (左図)

成長期の銀河へのガス流入量の理論予想 Dekel et al. (2009) より引用。ボックスの一辺は 100万光年。(右図) 成長期の銀河からのガス流出、汚染、加熱の理論予想 Mori & Umemura (2006) より引用。上から順に星、ガス、重元素、左から年齢の若い順 (1、3、5、10 億歳) に並べられている。ボックスの一辺は 50万光年。

図 4.5: すばる望遠鏡主焦点カメラを用いた探査で見えてきた 14 個の遠方宇宙のガス雲 Matsuda et al. (2011)より引用。緑色がガス。各画像の一辺は 40 秒角（120 億年前の宇宙では約 100 万光年に相当)。すばる HSC による探査ではでこのようなガス雲が千個以上見つかってくるされると予想される (4.2.1 節)。

もし、これらのガス雲が本当に銀河の種であれば、ガスは内側に向かって流れ込んでいると予想される。しかし、宇宙初期で見つかるガス雲は非常に淡いため、現在の地上巨大望遠鏡を持ってしても見つけるのが精一杯である。このため、ガスが内に流れ込んでいるのか、あるいは、外に流れ出ているのかを判別することは難しかった。TMT を用いることでこのような宇宙初期のガス雲に対してガスの動きを詳しく観測することができる。これは、すばる望遠鏡と TMT の連携の優位性を最大限に活かした研究テーマであり、銀河の起源を探るという銀河形成研究の最も重要な部分で、世界をリードすることができる。

4.2.2

銀河形成を解剖する（銀河の多様性と秩序の起源）

上述のように、銀河は極めて多種多様であるものの、ある一定の秩序を持って存在している。つまり、銀河の周辺環境や質量が、大まかに銀河の性質を決定していると考えられるのである。それは一体なぜであろうか？
質量の小さい銀河は時間とともに重力によってお互いに寄り集まり、より大きな銀河や銀河団へと成長してゆくと考えられるが、銀河の性質が環境に依存しているということは、銀河団の形成（銀河の集団化）と銀河の進化とに何らかの関係があることを意味している。この銀河の多様性と秩序の起源を解明することは、観測的

4.2. 銀河宇宙の激動 ～銀河構造の起源と進化～

39

図 4.6: 110 億年前 (z=2.49) の電波銀河 4C23.56 の周囲に発見された原始銀河団の、すばる望遠鏡で撮られた

Ks, NB2288、J の各画像による RGB 擬似カラー合成画像（国立天文台ハワイ観測所の田中壱氏提供）。一辺は 3 分角または銀河団の座標で 1.3Mpc である。緑にあたる NB2288 狭帯域フィルターは、星形成の指標である Hα 輝線が z=2.49 に赤方偏移したものをちょうど捉える。赤い四角で囲った天体は特に星形成活動が活発な銀河で、我々の銀河系に比べ２桁程度高い星形成率を持っている。Tanaka et al. (2011) より引用。これらは現在激しく成長している銀河で、将来は銀河団中の楕円銀河へ進化すると考えられる。TMT では、これら形
成途上銀河一つ一つの、星形成活動、化学進化、動力学を詳細に調べ、環境に依存した銀河形成・進化の実態に切り込み、それらを物理的に理解することが可能になる。

銀河天文学が盛んになった 1970 年代の後半から今日に至るまで、多くの天文学者を悩ませ続けてきた根源的な問題であるが、現在もまだ確固たる結論が得られるには至っていない。

また昨今では、銀河本体の進化と平行して、銀河の中心部に常に存在すると考えられているブラックホールとその周辺の活動銀河核 (AGN) の進化が脚光を浴びている。母銀河の質量と中心ブラックホールの質量の間には比例関係があることがわかっており、銀河本体と中心核とが歩を合わせるように共進化してきたことが期待されるのである。これも多様な銀河の中に見られる美しいまでの秩序である。

これらの多様性と秩序の起源を明らかにするには、銀河や銀河団、そして中心核がまさに形成途上にある

昔の宇宙に遡って、何が起こっているかを直接調べる必要がある。しかも銀河団の中心部だけでなく、より周辺領域の、銀河が銀河団に崩落してくる現場もしかと見届ける必要がある。この目的には広い視野を一度に観測する能力に長けたすばる望遠鏡は大変な威力を発揮してきた。実際これまでに宇宙年齢が 20 億年の昔にまで遡って、銀河が織りなす大規模構造と、そこに棲む銀河の環境や質量に依存した性質とを探る研究で世界をリードしてきた。その結果、宇宙における星形成がもっとも盛んであった時代（宇宙年齢が 20 億年から 40 億年の時代）においては、銀河団でも活発に星を作る青くて若い銀河で占められており、まさに形成途上にある楕円銀河の祖先を見ていることが明らかになってきた（図 4.6）。

しかしどうしてこの時代に星形成活動がそんなに高まっているのか、それを引き起こす物理機構は何かという肝心な問題については、未だ謎に包まれている。

その最大の理由は、口径 8–10 メートル級の地上望遠鏡では、遠方銀河の内部構造を分解することが困難であるからである。星形成活動が高まる時、銀河のどこで何が起こっているかを突き止めるには、銀河内部の空間構造（形や銀河間相互作用）、力学構造（ガスや星の運動）、および種族構造（星の年齢分布や重元素量分布）を分解することが不可欠であるが、地上観測では大気揺らぎのため、よい観測条件下でも 0.5 秒角程度の解像

第 4 章 TMT によるサイエンス

40度になり、上記の時代の遠方銀河における実距離では 4kpc 程度の解像度しか得られない。しかしこの時代の銀河はまだ成長途上であり一般に現在の銀河に比べてサイズがずっと小さいため (1–5kpc 程度)、もっとも大きな部類の銀河でない限り銀河を面としてとらえることはできず、すべての要素を合成した点としての情報しか得ることができないのである。昨今の大気揺らぎを補正する補償光学の技術を使えば、地上観測でも 0.1 秒角
レベルの分解能に到達可能になってきたが、今度は余程明るい銀河でない限り、銀河を内部分解して観測するには光量が足りないという問題が立ちはだかる。一方、宇宙望遠鏡 (ハッブル宇宙望遠鏡は口径が 2.5 メートル) は大気圏の外にでるため、大気揺らぎの影響を受けず高い空間分解能を得ることができるが、やはり銀河内部の場所ごとの光を分光して内部構造を探るには集光力が足りない。

しかし口径が 30 メートルの TMT ができれば、一気にこれら困難を克服できる。集光力は 10 倍以上になり、しかも補償光学を限界まで追求すれば 0.015 秒角 (2 ミクロン帯) という驚異的な解像度が得られるため、明るい銀河を 0.1kpc のスケールで分解できることになり、銀河の構成要素（ビルディングブロック）まで十分に分解でき、形成途上銀河の内部構造や物理状態を具さに解剖して見ることができる（図 4.7）。この分解能は、現在チリで建設が進み完成が近づいている、電波からサブミリ波の干渉計型望遠鏡である「ALMA」が到達できる空間分解能とほぼ一致しており、これと組み合わせることによって、遠方銀河をあたかも近傍銀河をみる時のような細かさで分解可能となってくるのである。

より具体的には、TMT による遠方形成途上銀河の解剖によって、次のようなことが分かってくると期待される。

（１）銀河片が互いの重力で寄せ集まり、銀河質量が成長する過程、（２）その過程で引き起こされる星形成バースト現象、（３）その時に共に活発化する活動銀河核の様子、（４）超新星爆発や活動銀河核からのエネルギー注入によるガスの吹き出し、（５）銀河円盤や球状成分などの銀河基本構成要素の形成、（６）円盤内部での星形成活動の伝搬と化学進化の進行、などなど、これまで形成途上銀河においては観測的にほぼ全く未開拓であった、銀河形成の個々の物理過程に初めて手が届くようになり、これらを銀河の環境と質量の関数として調べることによって、我々はついに銀河の多様性と秩序の起源、すなわち銀河形成の全貌を明らかにすることができるだろう。

4.3

活動銀河核と巨大ブラックホール

4.3.1

TMT による巨大ブラックホールの実態解明

近年の高空間分解の観測により、銀河系の近傍にある銀河の多くはその中心に太陽の質量の 100 万倍を超えるような巨大ブラックホールを持つことが明らかになった。この巨大ブラックホールがどのように形成され、その形成が銀河自身の形成にどのように関わっていたのかは現在の宇宙物理学の大きな謎の一つになっている。
活動銀河核はこの謎を解く上で鍵となる天体と考えられている。

活動銀河核とは銀河中心部の極めて狭い領域から銀河全体を凌駕する莫大なエネルギーを放射する天体であり、その存在は半世紀以上前から認識されている。これまでの観測および理論的研究により、銀河中心に存在する巨大ブラックホールに物質が落下することによって解放される重力エネルギーが活動銀河核の莫大なエネ

ルギーの源となっていることが理解されている。しかし図 4.8 に示しているように、巨大ブラックホール周辺部の構造は空間的に極めてコンパクトであるため、構造を観測的に分離して研究することが難しく、それゆえ様々な構成要素からなると考えられている活動銀河核中心部の構造や活動性の要因となる物理機構は依然として未解明である。

特に問題となっているのが、巨大ブラックホールの質量測定である。巨大ブラックホール質量は活動銀河核現象を論じる上で最重要の物理量のひとつであるが、信頼性の高い測定を行うためには巨大ブラックホールの重力が影響を及ぼす範囲における星の運動を精度よく観測する必要がある。この範囲のサイズは天体によって様々であるが、銀河中心部においておよそ数光年から数十光年程度のサイズを空間的に分解した観測が要求さ

4.3. 活動銀河核と巨大ブラックホール

41

図 4.7: 109 億年前 (z=2.38) にある巨大な星形成銀河を面分光した結果。Genzel et al. (2006) より引用。VLTの SINFONI という面分光装置を用い、補償光学によって 0.15 秒角の空間分解能を実現している。赤方偏移した水素の Hα 輝線の視線速度と速度幅を場所ごとに測って、電離ガスの内部運動を明らかにしている。したがって、銀河の回転の様子や速度分散のマップがまるで近傍銀河のように詳細に調べられている。しかしこのような観測ができるのは、すばるや VLT などの 8m 級望遠鏡では、極めて明るくしかも空間的に広がった大きな銀河に限られる。これが TMT では、最高で 0.015 秒角の空間分解能でかつ 13 倍の集光力で観測することが可能になるため、銀河形成の激動期に相当するこの時代の、一般的な形成途上銀河において、内部でどのような物理現象が起こっていて、それによって銀河内部の星形成活動や中心核の活動性、ガスの流れがどのような影響を受けているか、などを具さに調べることが可能になる。

れる。こうした観測を活動銀河核に対して行うことは、現存する 8-10m 級の地上望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡を用いても極めて困難であり、そのため間接的で信頼性の低い方法を用いて巨大ブラックホールの質量測定を行うことを余儀なくされていた。しかし TMT を用いれば、その口径の大きさと補償光学の威力を活かして、
これまで実現可能であった空間分解能より数倍も細かい構造を分解して観測することが可能である。具体的には、国立天文台の鈴木竜二など日本の研究者も設計開発に参加している装置である IRIS を TMT に搭載することによって 0.02 秒角の空間分解能での近赤外線分光観測を実現することができ、活動銀河核の巨大ブラック

ホール質量を信頼性の高い方法により測定することが初めて可能になる。なおこの極めて高い空間分解能は、ハッブル宇宙望遠鏡の後継機として NASA が打ち上げを検討しているジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を持ってしても達成不可能なものである。TMT を用いて近傍宇宙における活動銀河核に対してこうした高空間分解観測を行い、巨大ブラックホール質量の高精度測定を進めることで初めて、空間的分解が不可能な遠方宇宙における活動銀河核の巨大ブラックホール質量測定の方法を較正することもできるため、宇宙史全体における巨大ブラックホール質量成長の研究などに成果を波及させることができると強く期待される。さらに X 線・ガンマ
線衛星で観測される巨大ブラックホール周辺の高エネルギー現象の物理を理解する上でも、理解の基礎となる
巨大ブラックホール質量が精度よく決定されることは重要な役割を果たす。

巨大ブラックホールが成長する物理過程を理解する上で巨大ブラックホールにガスが落ち込む様子を明らか

42

第 4 章 TMT によるサイエンス

図 4.8: 活動銀河核の内部構造についての概念図。背景の画像は、中心部に活動銀河核を持つ銀河である NGC

4388 (すばる望遠鏡による観測)。銀河のサイズは典型的には数万光年にも達する。(a) 銀河中心部に存在する巨大ブラックホールの周囲に形成された降着円盤およびジェットの姿。大須賀健 (国立天文台) らによるスーパーコンピュータシミュレーションで描かれたもの。この構造を空間的に分解して観測することは TMT を持ってしても不可能であるが、外向きに流出するジェットがより大きなスケールで銀河に及ぼす影響の調査や質量流出現象についてのスペクトルを介した調査による活動銀河核最内部の実態解明が TMT に期待される。(b) 降
着円盤をドーナツ状に囲むように存在し、活動銀河核の各種観測量に重大な影響を与えるダスト (塵) トーラ

スの想像図 (筑波大学の川口俊宏による)。TMT により始めてその空間構造の直接分解が期待される。

にすることが重要である。そのために、図 4.8 の (b) に示すように銀河中心部において降着円盤 (巨大ブラッ
クホールの周囲に存在するガス円盤) を取り囲んでドーナツ状に存在すると考えられている、ダスト (塵) でできたトーラスの実態解明も、TMT に強く期待される課題となっている。このようなダストトーラスは降着円盤が放射する莫大なエネルギーを吸収し、赤外線で熱放射すると考えられている。この熱放射のスペクトル形
状から、ダストトーラスの大きさは数 10 光年以下であろうと推測されている。このトーラス部には豊富に分子ガスが存在し得るため活発な星形成が生じ、その星形成が巨大ブラックホールへのガス降着を制御するというシナリオも議論されてきている。また実際に国立天文台の今西昌俊らによるすばる望遠鏡などを用いた系統的な観測を通して、活動銀河核光度と銀河中心部での星形成活動の強さの相関も報告されてきている。このよ
うにダストトーラスは、活動銀河核現象を理解する上で極めて重要な存在であると広く認識されている。そのため、ダストトーラスの形状を直接撮像観測により計測する試みもなされてきているが、はっきりとその存在を確認し、直接的に物理量が求められたことはこれまでにない。その理由は、ダストトーラスのサイズが数 10光年程度とたいへん小さく、赤外線の熱放射の空間分布を詳細に観測することが不可能だったからである。ダストトーラスの実態を解明するためには、10 µm より長い波長における高空間分解能での撮像観測によりトーラスの形状を直接捉えなければならない。そうした観測は、茨城大学の岡本美子らにより検討されている中間赤外線観測装置である MICHI と中間赤外線補償光学 MIRAO を組み合わせることで、TMT により実現可能である。MICHI と MIRAO の組合せにより、波長 10 µm で 0.06 秒角の空間分解能を実現させることができるが、これは 1 億光年先の活動銀河核において 30 光年程度の空間分解能に相当する。このため、TMT により始めてダストトーラスの空間スケールに肉薄することが可能になる。なお、現在検討されている次世代超大型

4.3. 活動銀河核と巨大ブラックホール

43

図 4.9: 菅井肇 (東京大学) らにより捉えられた、近傍楕円銀河 NGC 1052 中心部の巨大ブラックホール近傍から噴出するガスの流れ。すばる望遠鏡に搭載された京都三次元分光器 2 号機を用いた観測結果。銀河の各場所
ごとにガスの運動を捉える観測 (面分光観測) ことにより、噴き出すガスの姿が浮かびあがった (白字のグラフ

が、各場所におけるガスの運動状態を示す)。TMT を用いた面分光観測を行うことで、こうしたガスの構造や物理化学状態の分布をすばる望遠鏡に比べてはるかに詳細に調べることができる。

望遠鏡のうち標高 4200 m のマウナケア山頂に建設を予定されているのは TMT だけであり、標高 3000 m 未
満のチリに建設が予定されている他の計画に比べ波長 10 − 20 µm 帯での観測については感度や観測成功率の観点で TMT は圧倒的な優位性を持っている。また、前述したジェームズウェッブ宇宙望遠鏡においても波長10 − 20 µm 帯における空間分解能は TMT に全く及ばない。活動銀河核におけるダストトーラスの実態解明
は、まさに TMT の独壇場となることであろう。

巨大ブラックホールが付随する銀河に与える影響を明らかにする上で、図 4.8 の (a) に示すような活動銀河

核の中心部から外側に向かってガスが流出するジェットやアウトフローといった現象を理解することが重要になる。中心部からのアウトフローの影響が母銀河にまで及ぶことにより、母銀河における星形成活動や重元素の物質循環に重大な影響を与えているとも考えられている。このため、アウトフローするガスの規模 (流量およびエネルギー) や物理化学状態、内部構造およびその加速機構を理解することが重要である。中心核近傍の 1光年以下の構造を空間的に分解して調査することは TMT を持ってしても不可能であるが、TMT の大口径による絶大な集光力を活かした高分散分光観測によって力学的にアウトフローガスを分解して調査することができる。すなわち、活動銀河核からの光をスペクトルに分解することによって、ガスの流出速度の関数としてガ

ス密度・温度・幾何学的な厚さ・化学組成を計測することができる。こうした高分散分光観測を TMT を用いて実現させるため、国立天文台の青木和光らにより TMT のための可視高分散分光装置が、また東京大学の小林尚人らにより近赤外高分散分光装置が、それぞれ詳細に検討されている。

さらに、活動銀河核近傍の 1 光年以下の世界から視点を転じ、中心部からのアウトフローが銀河スケール(数十光年から数百光年) にまで影響が及んでいる場面に着目すれば、ガス流出の様子を空間的に分解して観測することが可能である。図 4.9 は近傍楕円銀河 NGC 1052 について、中心部の巨大ブラックホールから噴出す
るガスの流れを東京大学の菅井肇らがすばる望遠鏡を用いて空間的に分解して観測した結果である。望遠鏡の視野内のある領域について、その領域内の全ての場所のそれぞれでガスの運動を捉える面分光観測という観測手法は比較的新しい技術であるが、前述した IRIS を用いれば TMT の空間分解能の限界まで詳しい空間構造を分離してスペクトルを取得することができる。TMT と同程度の空間分解能を有する ALMA が主に分子ガスの運動状態を調べる一方、TMT は電離ガス (プラズマ) の運動状態を調べることができるため、TMT と ALMAの観測を組み合わせることによって初めて銀河中心アウトフローの総合的理解が得られると期待されている。

第 4 章 TMT によるサイエンス

44

チャンドラ衛星による X 線での深宇宙画像

すばる望遠鏡による近赤外線での深宇宙画像+ ハッブル望遠鏡による可視光での深宇宙画像

図 4.10: 左はチャンドラ X 線衛星で得られた遠方宇宙の X 線画像。右は東北大学の市川隆らがすばる望遠鏡の近赤外線広視野カメラで撮像した遠方宇宙の近赤外線画像にハッブル宇宙望遠鏡で得られた可視画像を合わせて三色合成したカラー画像。X 線で検出された天体の上に丸印を書いてある。赤く見えている天体はすばる

望遠鏡の近赤外線画像でのみ捉えられた天体であり、多数の X 線源が赤い天体に付随していることがわかる。
点線では TMT の近赤外線多天体分光器の視野を示す。この視野の中にある天体を一度に近赤外線で分光観測
し赤い X 線天体の正体を明らかにすることが期待される。

活動銀河核と母銀河の相互関係が宇宙論的タイムスケールでの銀河進化を制御していた可能性も理論的に指摘されている中、TMT による活動銀河核からのアウトフローの観測的研究に対する期待は極めて大きい。

4.3.2

巨大ブラックホールと銀河の宇宙論的共進化

活動銀河核は巨大ブラックホールにガスが降着していく様子を見ているので、活動銀河核を宇宙の歴史をさかのぼって探査することで巨大ブラックホールが成長して来た歴史を明らかにすることができる。活動銀河核から放射されるエネルギーの量は銀河全体からの放射をはるかに凌駕することもあり、遠方の宇宙にあっても捉えることができる。その明るさからは、時間あたりどれくらいの質量が降着しているか、すなわち巨大ブラッ
クホールがどのようなスピードで成長しているかを知ることができる。よって、活動銀河核を宇宙の歴史をさかのぼりながら探査し、それらの質量を系統的に計測することで、どのような質量の巨大ブラックホールがどのような速さで成長しているのかが明らかになる。

遠方宇宙にある活動銀河核を捉える上で、X 線での探査は最も有効である。図 4.10 左に人類がこれまでに得た中で最も暗い天体まで捉えた X 線画像を示す。ここで光っている天体の多くは、遠方宇宙にある活動銀河核であると考えられている。しかし、X 線観測だけではこれらの天体がどの時代の天体であるかを明らかにすることはできず、可視赤外線での追観測が重要になる。図 4.10 右には同じ領域を東北大学の市川隆らがすばる

望遠鏡の広視野近赤外線カメラを用いて撮った画像を示す。この画像も近赤外線ではこれまでで最も暗い天体まで捉えた画像の一つである。ここではハッブル宇宙望遠鏡の可視光の画像と三色合成してカラー画像として示している。このような追観測によってほとんどの X 線源に対応する近赤外線天体が見つかっている。さらに
可視近赤外線での分光観測によってこれらの天体の正体やどの時代に存在した天体かという情報も得られつつある。しかし、この画像を見てわかるように多数の X 線源がすばる望遠鏡の非常に長時間の撮像観測でようやく捉えられる、非常に暗くて赤い天体に付随することが明らかになった。このような赤い X 線天体の詳細は、
現在のすばる望遠鏡などによる分光によっても集光力が不足しているため、明らかにできていない。TMT を用いた分光観測では集光力が上がることにより、すばる望遠鏡によってようやく捉える事ができた天体につい4.4. 超新星・ガンマ線バーストと銀河系・近傍銀河

45てもそのスペクトルを調べることがようやく可能になる。特に初期装置として検討されている IRMS や東北大学の秋山正幸らが検討している赤外線多天体面分光器は多数の天体を一度に分光する機能により、高い効率で多数の赤い X 線天体の正体を明らかにし、遠方宇宙での巨大ブラックホールの成長を解明することを可能にする。

遠方宇宙にある活動銀河核を調べることは巨大ブラックホールの成長が銀河の成長に対してどのように影響を及ぼしているかを明らかにする上でも重要である。特に活動銀河核に付随する銀河の物理性質を直接調べる

ことは巨大ブラックホールの成長が起こっている銀河でどのような現象が起こっているかを知る上で重要である。しかし、活動銀河核は銀河に比べて非常に明るいため、それに付随する銀河を捉え、その物理性質を精度よく推定することは現状のすばる望遠鏡の空間分解能では不可能である。TMT の補償光学系で得られる高空間分解能を生かして、活動銀河核からの光をできるだけ小さい領域に落とし込みながら、IRIS による面分光観測を行えば、その活動銀河核に付随する銀河の詳細を初めて調べることができるようになる。これにより、巨大ブラックホールの成長が起こっている銀河の物理性質がわかり、巨大ブラックホールの成長と銀河の成長の関わりについて知ることができる。

さらに遠方の宇宙にさかのぼり、宇宙初期にある活動銀河核を見つけることで、巨大ブラックホールの成長の初期の様子を明らかにすることができる。ただ宇宙初期にある活動銀河核の中で現在の観測で捉えることのできる天体の数は限られており、暗い天体まで捉える探査観測を空の非常に広い面積に対して行う必要がある。
このような観測は現状の X 線での探査では不可能であり、現在製作が進められているすばる HSC による探査が威力を発揮する。すばる HSC で見つかる宇宙初期にある活動銀河核候補天体の多くは暗いためにすばる望

遠鏡自身でその詳細を調べることは困難であり、TMT の WFOS や IRIS を用いた分光観測でブラックホール
質量などその詳細を調べることが必要になる。

宇宙初期にさかのぼることで巨大ブラックホールの種になる天体を見ることも可能になるだろう。ただ前述

した可視光の探査では活動銀河核以外の天体も多数見えてくるために宇宙初期にある巨大ブラックホールの種に迫ることは難しい。ここは活動銀河核だけを選択的に捉える事が出来る X 線でさらに詳細に宇宙を探査することが必要になるだろう。このような今まで以上に暗い天体まで捉える探査観測を可能にする X 線衛星が、2020 年代の打ち上げを目指し国際共同で検討されている。この衛星で見つかる X 線源を調べ、巨大ブラック
ホールの種と呼べる天体に迫る上でも TMT を用いた近赤外線での追観測は必須のものとなる。

4.4

超新星・ガンマ線バーストと銀河系・近傍銀河

恒星の研究は天文学のなかでも長い伝統があり、研究内容も多岐にわたる。そのなかで TMT が狙うのは恒星の動的な現象の観測であり、とりわけ超新星は重要なターゲットである。TMT の大集光力を活かして、超新星の爆発形状を解明し、ガンマ線バーストの主たる起源が本当に超新星爆発なのか、もしそうだとしたらどのような爆発に対応しているのか明らかにする。

一方、恒星の観測は銀河の形成・進化の理解にも重要な役割を果たしている。銀河系や近傍銀河は個々の星に分解できるので、TMT を用いて星の分光観測を行い、銀河の構造や化学組成を調べる。これにより局所銀河群やその近傍の銀河形成史を解き明かすだけでなく、銀河の形成過程やそこで暗黒物質が果たしている役割など、銀河研究と宇宙論一般に貢献する。

4.4.1

超新星とガンマ線バースト

超新星爆発の理解は、8m 級望遠鏡による観測により大きく進展した。特にその爆発形状の理解が進み、ガンマ線バーストとの関連も示されるようになってきた。しかし観測によってよく確かめられているのは、私たちから比較的近くで起こった爆発や、特に明るい爆発に限られており、実は我々の理解は一部の超新星に限られている可能性すらある。TMT による観測は、超新星の包括的な理解にむけて不可欠であり、それは宇宙における元素合成史の解明にも貢献するものである。

第 4 章 TMT によるサイエンス

46
ガンマ線バーストと超新星

ガンマ線バーストの起源は天体物理学における大きな未解決問題の一つである。私たちの比較的近く (赤方偏移 0.3 以下) のガンマ線バースト (継続時間の比較的長いバースト) については、その多くに付随する超新星が発見され、大質量星の崩壊を起源とする説が支持されている。一方、これらの近傍ガンマ線バーストの大部分はバーストのエネルギーが非常に小さいなど、より遠方 (赤方偏移 1 程度) で発生する典型的なガンマ線バー
ストと異なる種族である可能性が指摘されている。

TMT による近赤外分光観測をもって初めて典型的なガンマ線バーストに付随した超新星が検出可能となる。

また、現在までの近傍ガンマ線バーストに付随する超新星の性質には多様性が見られるが、遠方 (赤方偏移 1程度) まで観測可能になることで飛躍的に観測例が増大し、その多様性の起源の解明につながることが期待される。

ガンマ線バーストと超新星の関連は、まずガンマ線観測衛星で検出されたバーストを、地上から可視光などで追跡観測することによって明らかにされてきた。この観測戦略は TMT による観測でも同じである。現時点

でガンマ線バーストの起源と目されている Ic 型超新星は、爆発後 2-3 週間後に最大光度に達する。したがって、
超新星成分の検出という点では、赤方偏移 1 程度のガンマ線バースト発生後、1 カ月程度での ToO 観測 (機会をとらえての割り込み観測) を行う。

超新星のスペクトルは、約 10,000K ほどの熱的放射であり可視域にピークを持つ。このため、可視光観測が適しているのは私たちから近くの (赤方偏移の小さな) 爆発である。より遠方の (赤方偏移の大きな) 爆発をとらえようとすると、近赤外分光観測が重要になる。すなわち、これまで 8 メートル望遠鏡による可視光分光で調べられてきた私たちの近くでの爆発の観測をを遠方にのばそうと思うと、TMT による近赤外分光が必要になる。

最初にガンマ線バーストとの関連が示された超新星 SN1998bw と類似の現象が赤方偏移 1 で発生したとすると、I バンド（観測波長）でピーク時 24 等級程度、J、H バンド（観測波長）で 23 等程度と予想される。これは TMT では数時間で分光観測が可能な明るさである。補償光学を用いた高感度観測が可能になれば、さらに遠方の超新星爆発の分光観測も可能になると期待できる。
超新星の爆発形状–分光観測
一方、超新星爆発がどのように起こるのか、その爆発機構には依然として多くの未解決問題が残されている。

特に、近年の理論シミュレーションからは多次元的な運動が爆発過程の鍵になっていることが示唆されている。
これを観測的に調べるには、爆発後一年程度経過した後の低・中分散分光観測が有効である。これまで、すばる望遠鏡を中心とする 8m 級望遠鏡により、私たちから比較的近くで起こった超新星爆発についての観測が行われ、爆発は単純な球対称ではなく、さまざまな形状をもって起こるのが一般的であることが明らかになりつつある。

TMT では、観測可能な対象が飛躍的に増え、年間数十個の近傍超新星に対し同様の可視後期分光観測が可能となる。そればかりでなく、より遠方、赤方偏移 0.15 程度までの超新星に対しても同様な観測が可能となる。また、近赤外域での後期分光観測も可能となり、これは爆発機構のより詳細な理解につながる。

これらは、重力崩壊型および Ia 型超新星の多様性の起源の理解に繋がる。特に Ia 型超新星については、これを標準光源として用いている宇宙論にもインパクトを与えることが期待される。その中心課題の一つは、近傍の超新星と宇宙論に用いられる遠方超新星の性質に系統的な違いがあるかという問題である。赤方偏移 0.15程度で既に ΩΛ の効果が見え始めるため、これは宇宙論で用いられる標準光源に対しての直接的な物理機構の検証となる。

4.4. 超新星・ガンマ線バーストと銀河系・近傍銀河47

図 4.11: Ia 型超新星爆発のコンピュータ・シミュレーションの例 (Maeda et al. 2010)。初期の核暴走反応の分布が中心からずれた場合には、片側に偏った爆発が駆動される。流体不安定性による細かな構造も見られる。
高赤方偏移超新星爆発
近年、観測戦略、観測装置の改善によって、これまで観測されてきた超新星爆発より明るい現象、IIn (IIL)型超新星、shock breakout が観測され始めている。それら赤方偏移 1 を超える遠方でも観測可能であり、重力崩壊型超新星爆発を用いた高赤方偏移宇宙の研究が現実味を帯びてきている。

TMT を用いた観測では、(1) これまで詳細な観測の難しかったこれらの超新星爆発を分光観測することによって、その輻射機構を明らかにし、(2) これらの超新星爆発を分光同定することによって、これまで銀河を用いた観測しか行うことのできなかった高赤方偏移宇宙に対して、超新星爆発の観測にもとづいた研究を可能とする。

明るい超新星爆発としてはまず、豊富な星周物質の存在により明るく輝く IIn(IIL) 型超新星があげられる。

これまでに観測された超新星の明るさに基づいた解析によって、Lyα 輝線では赤方偏移 6、広帯域フィルターを用いた観測でも赤方偏移 4 程度まで観測可能であることが示されている。さらに、理論研究によると、非常に高い星周物質の密度が実現されれば、赤方偏移 10 程度でも観測可能であることが示されている。

近傍の観測により見積もられた明るい IIn(IIL) 型超新星の発生率 (e.g., Quimby et al. 2009) に基づくと、観測可能な明るい IIn(IIL) 型超新星爆発は 1 平方度あたり年間１個程度発生し、超新星爆発の継続時間 (観測者系で 3 − 5 年) を考慮すると、一回の観測で 1 平方度あたり 3 − 5 個程度の明るい IIn(IIL) 型超新星爆発が観測可能である。TMT では、WFOS、IRIS を用いた分光観測によって、IIn(IIL) 型超新星に伴う Hα、Lyα を観測し、IIn(IIL) 型超新星爆発と同定すること、超新星爆発の性質に制限を与えることが目的である。

さらに、理論研究によると、通常の爆発エネルギー [E51 = E/(1051 erg) = 1] をもつ超新星爆発であっても、Shock breakout は赤方偏移 1 以上の遠方宇宙で観測可能と示されており、特に、より半径の大きい星 (より質量の重い星) の shock breakout は、8m 級望遠鏡による測光観測で赤方偏移 3 という遠方まで発見可能である。TMT では、WFOS を用いた shock breakout の分光観測や、WFOS, IRIS を用いた plateau の分光観測が期待される。shock breakout およびそれに続く plateau の継続時間は短く、ToO 観測が必要である。特に、shock breakout の継続時間は大体 1 日程度で、shock breakout そのもののスペクトルを観測するためには、検出されたその夜の間に分光観測を行うことが要求される。

第 4 章 TMT によるサイエンス48

こういった観測により、まずはこれまで確認されていなかった高赤方偏移での超新星爆発の物理過程を直接確認することができる。そして、遠方宇宙における超新星爆発発生率進化を求め、銀河研究とは独立に宇宙の星形成率進化を明らかにすることができる。

超新星爆発観測において最も重要なことは超新星爆発を発見することであり、そのためには継続的な広視野撮像観測が求められる。この点で、すばる望遠鏡に搭載予定の HSC の広視野 (1.77 deg2 ) サーベイとの連携がきわめて重要である。

4.4.2

銀河系とその仲間たちの起源

銀河系形成初期に迫る外部ハロー構造の解明
ビッグバン後の宇宙で最初に誕生してきた星は巨大な質量をもち、以後の構造形成や化学進化に大きな影響を与えたと考えられている。その後に残された低金属量のガス雲からは小質量星が誕生したとみられ、実際、銀河系のハロー構造には金属量の非常に低い ([Fe/H] < −3) 小質量星が多数検出されている。これらの超金属欠乏星は初代の大質量星およびそれが引き起こした超新星爆発によってつくられた化学組成を保存していると考えられている。

金属欠乏星は一般に、金属量の増加とともに星の数が増加するような分布を示す。これは、星形成の進行にともなって大質量星による金属の供給が進行し、積分されていくとすれば自然に理解できる分布である。逆に金属量が低くなるほど星の数は少なくなるが、特に [Fe/H]∼ −3.5 付近で急激な減少がみられるという結果が得られている。

また、スローン・ディジタル・スカイ・サーベイなどによるハローを構成する星の運動の調査から、ハロー

は 2 つの構造 (外部ハロー、内部ハロー) に大別され、金属量分布も異なる (外部ハローがより低金属量) との結果が得られている (Carollo et al. 2007)。さらに、両者には化学組成比にも違いがみられるとの報告もあり(Ishigaki et al. 2010)、形成過程の違いが議論されている。
TMT では、これらのサーベイで見いだされた星の高分散分光を行い、ハロー構造の最も低金属量領域の星の金属量分布および化学組成を詳細に決定する。この研究では、今後 Gaia などで明らかになると期待される

星の運動情報を活用することにより、外部ハロー天体の金属量分布を明らかにできる。金属量が実質的にゼロの天体がもし検出されれば、初代星として小質量星が誕生した証拠となり、検出されない場合には、金属汚染が始まっていないガス雲からの小質量星形成に制限が加えられる。

化学組成パターンは、超新星による元素合成モデルとの直接比較を可能にする。特に、初代の超大質量星が引き起こす可能性のある電子対生成型超新星は特異な化学組成を作ることが知られており、その存在に対する制限が与えられる。

矮小銀河―暗黒物質分布と恒星種族
矮小銀河は銀河形成の研究において大変重要な位置づけにあり、その研究の意義は大きく分けて以下の 2 点にまとめられる。(1) 矮小銀河は銀河系やアンドロメダ銀河といった明るい銀河が階層的合体を通じて形成される際のビルディングブロックと考えられているので、その性質を分離された恒星種族に基づいて詳細に調べることによって銀河形成過程の骨格部分を明らかにすることができる。(2) 矮小銀河では暗黒物質が支配的であり、星が占める質量の割合が圧倒的に小さいので、その暗黒物質の空間分布を導出することによって、冷たい暗黒物質理論の予言と比較し理論の検証を行うことができる。その際に、暗黒物質分布のトレーサーとなるのは、その重力場中を運動する恒星となる。

これまでの地上望遠鏡を用いた研究では、銀河系の伴銀河であっても距離が近くないために、各矮小銀河で最も明るい赤色巨星の少数個のみに対して高分散分光観測が行われてきた (e.g., Aoki et al. 2009)。また、暗黒物質の空間分布に関しては、恒星系の速度分散分布の解析に基づいて背景の重力ポテンシャルの分布を導出するという動力学的方法が取られている。ここで、矮小銀河内の典型的な星の速度分散が 10 km s−1 かそれ以

4.4. 超新星・ガンマ線バーストと銀河系・近傍銀河49

図 4.12: 矮小銀河 Carina の明るい赤色巨星の色等級図。明るい赤色巨星のなかでも、高分散分光観測により化学組成が調べられているのは最も明るい 10 天体程度にとどまっている (Venn et al. 2012)。TMT では 20 等級程度までは優に観測可能になるため、観測対象が格段に増える。

下の程度である一方、これまで低中分散の分光観測によってそれほど高くない精度でしかデータが得られていない状況にある。

特に、最近見つかってきた非常に暗い矮小銀河 (Ultra-Faint dwarf Galaxies) はより始原的で銀河系のビル

ディングブロックに近い存在として重要であるが、観測可能な星の数が少ないため、測定例は極めて限られている。TMT では、従来より 2–3 等級暗い星まで分光観測が可能となるため、それぞれの銀河に対し、化学組
成、速度分散とも、数十倍の規模で調べることが可能になる。

TMT を用いた観測によって、銀河系の様々な矮小銀河において多くの恒星の詳細な化学組成が得られるので、矮小銀河の総質量や質量密度、銀河系からの距離といった量を関数として、α/Fe、r-process や s-processの存在量といった重要な元素の化学組成を求めることができる。そして、各銀河における星形成史・化学進化史を求め、銀河系ハローを構成している星の性質と比較することによって、明るい銀河の形成における矮小銀河の位置づけを明らかにすることが可能となる。

各矮小銀河において高精度な視線速度分布が得られるので、動力学解析を行うことによって背景の暗黒物質の密度分布を高い精度で導出することが可能となる。そして、冷たい暗黒物質の理論モデルとの比較を行い、理論に対する重要な検証を行うことができる。
アンドロメダ銀河と近傍銀河
我々の銀河系の詳細な調査は、銀河の形成・進化を知る上で重要であるのはいうまでもないが、内部にいる

我々は銀河系を俯瞰できないために、その研究には難しさもある。この点で、同じく大型の円盤銀河であるア
ンドロメダ銀河や近傍の銀河は重要な観測ターゲットである。

銀河系ハローにある恒星については、太陽近傍を軌道運動しているものに対して、すばる望遠鏡などによって高分散スペクトルが得られ、その解析に基づいた詳細な化学組成の情報が知られている。また、このような近傍のハロー星に対しては、3 次元運動速度についての情報も位置天文観測から知られている。

第 4 章 TMT によるサイエンス50

図 4.13: 左：アンドロメダ銀河ハローにおける赤色巨星の空間分布 (Ferguson et al. 2002)。南東部に巨大ストリームが見られる。

これに対し、アンドロメダ銀河のハローに関しては、その空間構造や金属量分布の一部については明らかにされつつあるが (e.g., Tanaka et al. 2010)、個々の星の詳細な化学組成については、高分散分光観測を行うには距離が遠すぎて星の等級が暗いため全くわかないのが現状である。アンドロメダ銀河の矮小銀河に関しも、その金属量分布の一部については明らかにされつつあるが (e.g., Kalirai et al. 2010)、個々の星の詳細な化学
組成は全くわかない。TMT はアンドロメダ銀河ハローにある赤色巨星ならびに矮小銀河にある同種の星の高分散分光観測を可能にする。これにより、詳細な化学組成とその空間分布を解析し、アンドロメダ銀河の形成史を明らかにすることが目的である。

図 4.13 は、アイザックニュートン望遠鏡による測光観測から得られた、アンドロメダ銀河のハローにおける赤色巨星の分布である (Ferguson et al. 2002)。ここに見られる南東部の巨大ストリーム構造について、すばる望遠鏡を用いて色等級図を描くと、巨大ストリームまでの距離は約 883 kpc となり、アンドロメダ銀河（距離約 770 kpc）の背後にあるという結果が得られている。また、赤色巨星の金属量分布が求められ、平均して [Fe/H] = −0.55 と銀河系ハローのそれに比べて系統的に金属量が多いことがわかっている (Tanaka et al.

2010)。このような構造について、TMT の HROS を用いて α 元素などの存在量が測定されると、アンドロメ

ダ銀河ハローの星形成史に重要な制限を与えることができる。また、精度の高い視線速度の情報も得られるので、ハローの部分構造などの詳しい動的な状態を調べることができる。

このような銀河ハロー構造の研究は、他の近傍銀河にも展開可能である。銀河系・アンドロメダ銀河を含む

局所銀河群以外の銀河については、このような観測研究はほとんど未開拓な状況にあると言ってよい。その主な理由は、暗く淡い広がりを持ったハロー成分の恒星分離には大きな集光力が必要となり、他の銀河群銀河では距離が遠くて現有望遠鏡では困難であるからである。したがって、局所銀河群と異なる環境で、異なるハッブル系列に分類される銀河において、恒星ハローのような古成分構造はどのようになっているのか、明るい部分であるバルジ・円盤の銀河構造とどのような関係があるのか、といった基本的な情報が全くわからない状況にある。

そこで、大きな集光力を持つ TMT により、近傍の銀河群 (Sculptor Group, Maffei Group, M81 Group,N5128 Group) にある暗い銀河ハローの星を分光し、星の一つひとつに対して金属量や化学組成を解析することによって、各ハッブル系列を持つ円盤銀河の形成史を明らかにすることが目的である。図 4.14 には、すばる望遠鏡/Suprime-Cam によって得られた、M81 Group に所属する円盤銀河 M81 の周辺の恒星分布を示す

4.5. 系外惑星の探究 ～宇宙は生命に満ちているか？～51

図 4.14: すばる望遠鏡/Suprime-Cam によって得られた、M81 Group の代表銀河である M81 (Sab) 周辺部における恒星の分布 (Barker et al. 2009)。M81 は距離 3.6 Mpc にあり、TMT による分光観測が可能である。

(Barker et al. 2009)。この銀河までの距離は 3.6 Mpc にあり、TMT による分光追観測が可能となるので、すばる望遠鏡の観測によって検出された銀河周辺部の恒星に関する金属量分布や速度構造を調べることができる。
TMT の登場までに、すばる望遠鏡/HSC を用いた測光観測を遂行して、アンドロメダ銀河ハローの広い領域に渡る測光データと未発見のものも含めてアンドロメダ銀河にある矮小銀河の基本測光データの獲得が可能となる。さらに、主焦点多天体分光器 PFS によって、低分散の分光データを獲得できる状況が有利な点である。また、様々な近傍銀河におけるハローの空間構造を導出するとともに TMT で実際に行う分光観測のサンプルを獲得することも可能である。

4.5

系外惑星の探究 ～宇宙は生命に満ちているか？～

4.5.1

系外惑星研究のこれまで

この 15 年あまりの間に天文学は大きく進歩し、宇宙の年齢が 137 億歳であることや、宇宙は現在加速膨張をしていることなどが次々と明らかになってきた。しかし、その現代科学をもってしても、我々はまだ地球以外の天体に生命の存在を見つける事は出来ていない。では、この広大な宇宙において、我々は孤独な存在なのだろうか？

そもそも、我々の天の川銀河だけでも約 2,000 億個の恒星が存在するため、それらの中に我々の太陽系に似た惑星系が多数存在していても何らおかしくはない。しかし、そのような太陽系外の惑星 (以下、系外惑星) は、

それ自身は光っていないため非常に暗く、さらに、地球から見てそのごく近くに明るく輝く主星が存在しているため、惑星の姿を主星から明確に分離して観測することは長年困難であった。

そこでこれまで、間接的に惑星の存在を捉える方法で、多くの系外惑星が発見されてきた。1995 年に太陽以外の恒星のまわりで初めて見つかった系外惑星「ペガスス座 51 番星 b」の発見に代表されるように、まず大きな成功を収めた方法は「視線速度法」である。これは惑星の重力によって主星が視線方向にふらつく速度変化を、主星の光のドップラー効果を測定する事で検出する方法である。ただし、この方法では惑星が視線方向と垂直 (天球面上) にはどのように運動しているかがわからないため、惑星の質量に関しては下限しか求まらないという欠点もある。しかし、観測技術の発展とともに、この手法で非常に軽い惑星まで見つける事が可能になり、これまでに地球型と考えられる惑星を含む約 500 個の系外惑星が視線速度法で発見されている。

第 4 章 TMT によるサイエンス

52

こうした発見により、これまでに惑星系の多様性が明らかになってきた。例えば、主星の近傍を周期 3 日程度で公転する巨大惑星「ホットジュピター」や大きな楕円の軌道をまわる「エキセントリックプラネット」、主星の近くをまわる低質量惑星「ホットスーパーアース」などがその例であり、いずれも我々太陽系には見られない惑星たちである。また、これらの新しいタイプの惑星の発見に応える形で、惑星がどのように形成されるかという理論的な研究も大きく進展してきた。

一方、主星の前を通過 (トランジット) するような特殊な軌道をもつ惑星を「トランジット惑星」と呼ぶ。このような惑星系では、惑星がトランジットをする際に主星が少し暗くなるため、その減光の大きさから惑星の大きさを測る事ができる。さらに、そのような惑星では惑星の公転軌道の天球面に対する傾きがほぼ 90 度と分かるため、惑星の正確な質量を求める事ができる。これによって惑星の密度まで正確に求まるため、その惑星が岩石惑星であるか、ガス惑星であるかといった分類も可能になる。

さらに、トランジット惑星に対しては様々な詳細観測が可能になる。例えば、惑星が主星の前をトランジッ

トしている時としていない時で分光観測し、そのスペクトルの差を見ることで、惑星の大気を透過してくる光の成分 (透過スペクトル) を取り出す事ができ、惑星大気に含まれる分子の種類を知る事ができる。これは惑星がどのような環境を持つのかを知る上でとても重要な情報である。また、トランジット中に惑星が主星の自転を隠す効果による視線速度変化からは、惑星の公転軸が主星の自転軸に対してどの程度傾いているかを調べることができる。この情報は惑星系がどのようにしてできたのかを考える上で非常に重要である。

このように、トランジット惑星では個々の惑星に関する詳細な情報が数多く得られるため、他の手法で見つかる惑星に比べて重要度が高い。しかし、地上の望遠鏡を用いた観測では、地球の大気に邪魔されて高精度な観測が難しいため、地球のような小さな惑星を見つける事は困難であった。そこで、NASA は 2009 年にケプ

ラー宇宙望遠鏡を打ち上げ、地球の大気や天候の影響を受けない宇宙空間から非常に高い精度でトランジット

惑星探索を行っている。ケプラーはその高精度な観測のおかげで、これまでに約 2,300 個もの惑星の候補天体を検出し、さらに、1 つの星のまわりを 6 個もの惑星がトランジットする惑星系 Kepler-11 や、2 つの恒星 (連星) のまわりをまわる惑星 Kepler-16b、太陽型星のまわりのハビタブル (生命居住可能) な惑星 Kepler-22b など、数多くの重要な発見をなしている。

しかし、惑星がトランジットを起こす幾何学的な確率は惑星の公転周期が長いほど低いため、ケプラーが見つけた多くの惑星候補天体もそのほとんどが公転周期 50 日以下の主星近傍のものである。これに対し、主星から少し離れた軌道 (軌道長半径 ∼ 数天文単位) の低質量惑星の検出を得意とする方法として、「重力マイクロレンズ法」がある。この方法は惑星系による「重力レンズ効果」を利用する。重力レンズ効果とは、ある質量をもった天体 (レンズ天体) のまわりの空間が一般相対性理論に基づいて歪み、背景の天体 (星) からやってくる光が曲げられて集光する効果である。レンズ天体が惑星系の場合、惑星の質量や軌道配置などに応じて背景星の複雑な光度変化が観測されるため、その光度変化の解析から惑星系の物理量を求める事ができる。重力マ

イクロレンズ法は主星が軽い (暗い) 惑星系も見つける事が出来るため、他の手法で見つけることが難しい、低質量の星のまわりで多くの惑星を発見している。

このように、これまでに間接的手法によって非常に多く (候補天体を含めて約 3,000 個) の系外惑星が発見され、惑星系の多様な姿が次々と明らかになってきた。しかし、それぞれの惑星の環境をより詳細に調べるためには、やはり惑星を「直接」観測することが望ましい。そこで、惑星を直接捉えるための観測技術の開発がこれまで長年に渡り続けられてきた。その要となる観測技術は 2 つあり、一つは、地上の大型望遠鏡を用いて非常に高い空間分解能を達成するために開発された「補償光学」、もう一つは主星と惑星の明るさの非常に高い

コントラストを抑えるために開発された「コロナグラフ」である。そして長年の努力の末、2008 年に初めて惑星の姿が捉えられた。しかし、まだこの「直接撮像法」で観測出来る惑星は、年齢が若く、主星から遠く離れた巨大惑星に限られている。直接撮像法は今後大きく発展する可能性を秘めており、今後 TMT などの巨大望遠鏡を用いることで、より主星に近く、より小さな惑星の直接撮像が可能になるであろう。

4.5. 系外惑星の探究 ～宇宙は生命に満ちているか？～図 4.15: ケプラー衛星によって発見された、太陽型の恒星をまわるハビタブル惑星候補 Kepler-22b のトラン
ジット光度曲線 (Borucki et al. (2012) より改変)。黒と青の点は観測データ、赤の実線は理論曲線を示す。惑星53

図 4.16: 口径 10m Keck 望遠鏡で観測された、惑星系

HR8799 の直接撮像の画像 (Marois et al. (2008) より改変)。中央の明るい主星の像は引き算されており、そのまわりに 3 つの惑星 b, c, d が写っているのが分かる。

がトランジットをする際に、主星がわずか 0.05%だけ減光するのが見てとれる。

4.5.2

TMT が切り拓くハビタブル惑星の詳細研究

このように、1995 年以前には 1 つも知られていなかった太陽系外の惑星は、主に間接法の活躍によって次々と発見され、ついに太陽型星のまわりのハビタブル惑星候補が発見されるまでに至った。さらに、限定的ではあるが、惑星の姿を直接撮像することも可能となった。では、その先に我々がすべき事は何であろうか？

先に述べたように、これまでに発見された系外惑星はそのほとんどが木星のような巨大惑星であった。しかし今後は、私たちが住む地球のようにより小さくて軽い惑星の探索が重要になるだろう。そのような研究を通して、宇宙に存在する多様な惑星系の全体像を明らかにすること、中でもハビタブルな惑星が宇宙にどの程度存在するのかという問いに対する答えを明らかにすることは、極めて重要であろう。そしてさらに、見つかったハビタブルな惑星候補に対して「生命の痕跡 (バイオマーカー)」を探すことも極めて重要な課題である。そしてそのいずれの研究においても、TMT がその大きな役割を担うことが期待されている。
では、TMT を用いて可能になるサイエンスを具体的にみていこう。

まず TMT に搭載されると見込まれている可視と近赤外の高分散分光装置による視線速度観測によって、飛躍的に多くの恒星でより軽い惑星まで探索することが可能になる。太陽型星のまわりのハビタブルな地球型惑

星による主星の視線速度変動は 0.1m/s 程度であるが、現行の望遠鏡の装置ではせいぜい 1m/s の精度しか達成出来ない。しかし、大集光能力をもつ TMT に現在開発されているより高精度な視線速度測定装置が搭載されれば、数百光年以内にある数多くの星に対して 0.1m/s の精度が達成出来るようになり、ハビタブルな地球型惑星を大規模に探索できるようになる。また、ケプラーによるトランジット観測で Kepler-22b のようなハビ

タブルな惑星候補が既に 50 個程度発見されており、今後さらに増えていくと見込まれている。これらのケプラーで発見された惑星系は太陽系から遠く離れており、現在の 8m 級の望遠鏡では上記のような正確な視線速度測定が困難である。TMT はその大集光力によって、これらのハビタブル · トランジット惑星の質量の決定を可能にしてくれるだろう。これによって、既に発見されているハビタブル惑星の質量や平均密度を調べることができ、ハビタブル惑星の内部構造や大気の主な構成要素を推定する事が出来るようになる。さらに、より太陽系に近いハビタブル · トランジット惑星を探す計画も現在進行中であり、そこで発見された惑星に対してはより高精度な観測が可能になるであろう。

さらに、TMT は重力マイクロレンズ法で発見される数千光年離れたハビタブル惑星の「主星探し」にも大第 4 章 TMT によるサイエンス

54

きな役割を果たすと期待されている。重力マイクロレンズ法では主星が放つ光に頼らずに惑星の検出が出来る

一方、背景星の増光現象が観測される時には、背景星と主星は天球面上のほぼ同じ位置にあるため、それらを空間的に分離して観測することは出来ない。しかし、通常星は天球面上をそれぞれゆっくり動いているため、長時間待っていれば、いずれは主星が背景星から分離して観測出来るようになり、惑星系の物理量 (質量や軌

道半径など) をより精度良く求める事ができるようになる。TMT の高い空間分解能力を用いれば、この観測が数年程度待つだけで出来るようになる。TMT が稼働する頃には、アメリカの WFIRST や日本の WISH といった次世代の近赤外宇宙望遠鏡計画によって、重力マイクロレンズ法を用いて多数のハビタブル惑星が見つかると期待されている。それらの主星を TMT で観測する事で、非常に効率的にハビタブル惑星の物理量を決定することができるようになるであろう。

また、TMT では太陽系のごく近傍にある恒星に対してであれば、ハビタブル惑星を直接撮像することも可能になると期待されている。口径 30m の TMT では、空間分解能が口径 8.2m のすばる望遠鏡の約 4 倍、集光

力は約 14 倍になるため、太陽系から約 30 光年以内という近傍にある恒星に対してであれば、主星のすぐそばにある非常に暗いハビタブル惑星を原理的に捉えることが可能になる。そして TMT に、より高精度な補償光学や、現在開発が検討されている高性能コロナグラフなどの発展的な観測装置を搭載することで、ハビタブル
惑星が実際に直接検出できると見込まれている。

以上のようにして、TMT では私たちの太陽系のまわりにある恒星にどれくらいのハビタブル惑星があるか、その答えを明らかにすることが可能となるだろう。

図 4.17: ハビタブル系外惑星の想像図。地球以外のハビタブル惑星は、いったいどれくらい存在し、どのような環境をもつであろうか？ TMT はその答えを与えてくれるだろう。

一方、TMT で可能になるもうひとつの重要なテーマ、ハビタブル惑星におけるバイオマーカーの探索には、大きく分けて 2 つの方法が考えられている。ひとつは、TMT の空間分解能を活かしてハビタブル惑星を直接撮像した上で、その惑星を分光観測するという方法で、これによってハビタブル惑星の反射光を観測することが可能になる。このような観測によって、生命活動の直接的な証拠となりうる酸素の吸収線が発見出来るかもしれない。

もうひとつは、トランジットを利用してハビタブル惑星の大気透過光の分光観測を行う方法である。この方法はトランジット惑星だけに限られるものの、TMT の高い集光能力を用いる事で、より小さな惑星の大気まで透過光スペクトルを得ることが可能となる。このような透過光スペクトルの観測により、ハビタブル惑星の大気がどのような組成を持つのか、そこに生命活動に関連した水や酸素などの分子が存在するかどうか調べる

4.6. 太陽系の解明 ～小天体の素顔に迫る～55

ことが出来るようになるであろう。

以上のようにして、TMT は宇宙におけるハビタブル惑星の普遍性について答えを与えてくれるだけでなく、その詳細な「姿」まで明らかにしてくれるだろう。そして私たちは、人類古来の根源的な問いである「宇宙における生命の普遍性」について、TMT で迫ることができるであろう。

4.6

太陽系の解明 ～小天体の素顔に迫る～

4.6.1

太陽系小天体とは

我々の地球はどうしてこんなにも豊かな水を湛え、生命溢れる惑星へとなり得たのか？そしてそこで人類はどのようにして誕生したのだろうか？これらの根源的な問いに答えを得るためには、太陽系の成り立ちを理解しなくてはならない。人々は古代から太陽系の姿を見つめ、幾多の研究を重ねてきたが、それでもなお多くの謎が残されている。

太陽系には地球を始めとする８個の惑星に加え、惑星の衛星・準惑星・小惑星・彗星などの多様な小天体たちが存在する。太陽系はできたばかりの太陽の周囲を囲む気体と塵の円盤から始まり、その中で塵が合体を繰り返して大きさ数キロメートルの「微惑星」を形成し、それらがさらに合体して惑星へと成長していったと考えられている。その過程で惑星になりきれずに残った微惑星が現在の小天体である。その大きさ故に内部が高温で融解してしまっている惑星に対し、小天体は形成された当時の状態を保存しており、「太陽系の化石」とも呼ばれる。

それらはいつ、どのような過程を経て形成され、どれくらいの個数がどのように分布しており、どのような物質でできているのか、そしてこれまでどのような変化を経験してきたのか。これらを調べることは太陽系の過去をひも解くことに他ならず、太陽系の、そして地球の歴史を知るための貴重な情報となる。

4.6.2

小天体の観測から得られる情報

小天体を調べるためには、探査機を飛ばして天体を間近から観測することが理想的である。日本の探査機「はやぶさ」が小惑星イトカワに接近して詳細な測定を行うとともに、天体表面の砂を採取して地球に持ち帰った成果は記憶に新しい。ただし、探査機が訪れることのできる小天体は数・距離ともに限られており、様々な種類の小天体を調べ上げることは難しい。そこで、望遠鏡による小天体観測が精力的に行われてきた。ところ
が、木星の縞模様や土星の環のようにその姿形を子細に観察することができる大きな惑星とは異なり、彗星を除く小天体の多くは大型望遠鏡を用いても点状の光源にしか見えない。そのため大きさや形状を測定したり、表面の様子を調べることは困難だった。

近年ではハッブル宇宙望遠鏡や補償光学技術を搭載した地上観測機器による高空間分解能撮像が可能となり、小天体のうち比較的大型のものは面光源として観測すること（面分解）ができるようになった。ハッブル宇宙
望遠鏡は小惑星のパラスやベスタに天体衝突にできたと思われる大きなくぼみがあること（図 4.18a）や、冥王星の表面が斑模様になっていること（図 4.18b）を発見した。口径 10 メートルの Keck 望遠鏡は補償光学装
置によって 30 個以上の小惑星の大きさと形状を直接測定することに成功している（図 4.18c、d）。このように小天体の姿形を捉えることで、小天体の大きさ（体積）、形状、自転軸方向、そして表面の不均質性（模様）を正確に測定することが可能であるが、その他にもたくさんの情報を得ることができる。

例えば、天体の大きさと反射光の強さとを組み合わせると天体の明るさ（反射率）が、赤外線測定による温度データと組み合わせると天体表面の熱しやすさ（熱慣性）が求められる。反射率や熱慣性からは表面の物質
組成や、岩が露出しているか、小石や砂に覆われているといった表面状態を推定することができる。特に衛星を持つ小天体の場合は質量が分かっているため、体積から密度を求めることができる。密度は天体内部の物質組成および空隙率で決まるため、物質が特定されれば内部構造を探ることができる。

天体形状が球形か、伸びた楕円球形か、もしくは歪な不規則形か、といったことも、天体の強度を示す指標となり、組成や内部構造に制限を与える。また、もし大きなクレーターの存在が確認されれば、過去にその天

第 4 章 TMT によるサイエンス56

図 4.18: (a) ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した小惑星パラス (Carry et al. 2010)。円で囲まれた部分は周囲よりも暗く、衝突クレーターだと考えられている。(b) ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した冥王星 (Buie et al. 2010)。
多数枚の画像にコンピュータ処理を加えて表面の斑模様を描き出した。(c) Keck 望遠鏡が補償光学装置を用いて撮影した小惑星メティス (Marchis et al. 2006)。でこぼこした歪な形であることが確認できる。(d) 同じく

Keck 望遠鏡が撮影した小惑星シルヴィア (Marchis et al. 2006)。細長い形状であることが分かる。

体は別の天体に激しく衝突されたが、破壊に耐え得る強度を持っていたことが分かる。さらにそのクレーターの内側が周囲とは異なる色になっていることが観測されれば、衝突加熱による表面物質の熱変成を調べることもできる。

ある程度大きな小天体では、他の天体が衝突して破砕されても破片が集積して緩く結合し、元の大きさに近い天体が再形成される現象が起こると考えられている。探査機はやぶさが訪れた小惑星イトカワは、大きな２つの岩塊が合わさってできていることが画像からはっきりと確認でき、そのような過程で形成された天体に違いない。このような瓦礫集積天体は、一枚岩の天体に比べて密度が低く（空隙率が高い）、天体衝突の際に内部の空隙がエネルギーを消費するために破壊されにくい。そのため、小惑星がこれまでに互いに繰り返してきた衝突破壊の連鎖に大きな影響を与える。このように、小天体の形状・表面の測定は天体の内部構造を明らかにするだけでなく、小天体集団の進化過程を読み解くための重要な手掛かりとなる。

4.6.3

TMT が切り拓く新たな太陽系研究

ところが最先端の設備と技術を持ってしても、小天体の多くはあまりに小さく、面分解観測は大変難しい。

ハッブル宇宙望遠鏡や補償光学装置を搭載した地上大型望遠鏡は、これまでに小惑星数十個の大きさと形状のデータを取得したが、それは小天体全体のごく一部にしか過ぎない。しかもその中で表面模様までが観測された例は数天体のみである。また、海王星軌道以遠の外縁部領域に分布する氷小天体（外縁天体）に関しては、冥王星を除いて面分解観測には成功していない。

30 メートル望遠鏡（ＴＭＴ）計画が実現すれば、このような困難な観測が大きく前進すると期待される。Ｔ
ＭＴの補償光学系は 0.015 秒角に達する極めて高い解像度を持ち、直径 40 キロメートル以上の小惑星約 800 個の形状・表面を観測することができる。また、現状では点光源としてしか見ることのできない外縁天体についても、直径 1000km 前後のものであればその姿を捉えることが可能になる。ＴＭＴが面分解撮影を行うことのできる小天体は、数・種類ともにハッブル宇宙望遠鏡や既存の地上大型望遠鏡を圧倒的に凌駕し、これまで成し得なかった様々なサイエンスが実現される。具体的には、多種類の小天体について構成物質や内部構造、衝突による掘削・破砕の痕跡、表層の衝突進化・熱進化などを研究することが可能であり、小天体の普遍性と特殊性を詳細に調べることができる。小天体の起源と進化は、太陽系の初期に塵粒子が微惑星に、微惑星が惑星に成長していく過程を理解する上で必要不可欠な研究課題である。ＴＭＴが映し出す小天体の素顔は、壮大な太陽系の歴史を我々に伝えてくれることだろう。

57

関連図書
Aoki, W., et al. 2009, A&A, 502, 569
Barker, M. K., Ferguson, A. M. N., Irwin, M., Arimoto, N., & Jablonka, P. 2009, AJ, 138, 1469
Borucki, W. J., et al. 2012, ApJ, 745, 120
Buie, M. W., Grundy, W. M., Young, E. F., Young, L. A., & Stern, S. A. 2010, AJ, 139, 1128
Carollo, D., et al. 2007, Nature, 450, 1020
Carry, B., et al. 2010, Icarus, 205, 460
Dekel, A., et al. 2009, Nature, 457, 451
Dressler, A. 1980, ApJ, 236, 351
Ferguson, A. M. N., Irwin, M. J., Ibata, R. A., Lewis, G. F., & Tanvir, N. R. 2002, AJ, 124, 1452
Genzel, R., et al. 2006, Nature, 442, 786
Ishigaki, M., Chiba, M., & Aoki, W. 2010, PASJ, 62, 143Iye, M., et al. 2006, Nature, 443, 186
Lehnert, M. D., et al. 2010, Nature, 467, 940
Maeda, K., et al. 2010, Nature, 466, 82
Marchis, F., Kaasalainen, M., Hom, E. F. Y., Berthier, J., Enriquez, J., Hestroffer, D., Le Mignant, D., &de Pater, I. 2006, Icarus, 185, 39
Marois, C., Macintosh, B., Barman, T., Zuckerman, B., Song, I., Patience, J., Lafreniére, D., & Doyon, R.
2008, Science, 322, 1348
Matsuda, Y., et al. 2011, MNRAS, 410, L13
Mori, M., & Umemura, M. 2006, Nature, 440, 644
Quimby, R. M., et al. 2009, ArXiv e-prints
Robertson, B. E., Ellis, R. S., Dunlop, J. S., McLure, R. J., & Stark, D. P. 2010, Nature, 468, 49
Tanaka, I., et al. 2011, PASJ, 63, 415
Tanaka, M., Chiba, M., Komiyama, Y., Guhathakurta, P., Kalirai, J. S., & Iye, M. 2010, ApJ, 708, 1168
Venn, K., et al. 2012, ArXiv e-prints

第 4 章 TMT によるサイエンス

58

本章執筆者

本章は、「TMT で切り拓く新しい天文学」（TMT サイエンス検討会、2010 年）をもとに、以下の執筆者によりとりまとめられた。

• 初期宇宙（第 1 節）
：吉田直紀（東京大学）、大内正己（東京大学）• 銀河（第 2 節）
：本原顕太郎（東京大学）、松田有一（国立天文台）、児玉忠恭（国立天文台）• AGN（第 3 節）
：長尾透（京都大学）、秋山正幸（東北大学）• 星（第 4 節）
：青木和光（国立天文台）• 系外惑星（第 5 節）
：成田憲保 (国立天文台)、福井暁彦 (国立天文台)• 太陽系（第 6 節）：寺居剛 (国立天文台)

59

第5章

期待される観測機能・性能

この章では地上大型望遠鏡としての TMT の性能、他の望遠鏡・装置との得失を概観する。

5.1

望遠鏡性能の概要

地上大型望遠鏡の第一の特徴として挙げられるのが巨大な主鏡による集光力である。TMT はすばる望遠鏡の 13 倍の集光力を持つ。従来の地上観測のほぼ 4 倍の点源撮像能力、13 倍の分光能力をもつことになるが、集光力の差がそのまま感度に反映されるわけではなく、特に宇宙望遠鏡と比較する際には背景光雑音の差を十分に考慮する必要がある。

また TMT にとって最も重要な機能のひとつである補償光学 (AO) を用いる場合には、この獲得感度、観測効率は飛躍的に向上する。TMT の想定する AO 機能を用いることで、JWST の約 5 倍の高空間分解能が得られる。中間赤外域における空間分解能は SPICA のものよりも 1 桁高い。またこの空間分解能は ALMA のもつ
それとほぼ同等であり、短波長で TMT、長波長で ALMA を使った高空間分解観測といった緊密な連携が期待される。

一方、AO 機能は、その効果をもたらす視野が限られる、という難点を持つが、TMT の場合は MCAO という機能を用いることである程度は克服される。最後に、高波長分解能も TMT の持つユニークな性能として忘れることはできない。より高い集光力を持つことにより、より多くの天体について高分散の分光が実現される。
また波長分解能をあげることによって、特に近赤外域での地球大気夜光輝線を分解することができるので、夜光輝線同士の間の波長における背景光雑音が激減し、高い感度を得ることができる。この高分散分光観測における TMT の感度は JWST を凌駕する。

以上の TMT の持つ能力を大きくまとめると、1) 大集光力、2) 高空間分解能、3) 高波長分解能、を挙げる

ことができる。これに対して、例えば JWST は高い撮像能力と広視野がその能力として挙げられるので、両者の間での相補的で強い連携が期待できる。また超広視野観測を特徴とするすばる望遠鏡とは、すばる望遠鏡で観測対象を発見し、TMT で詳細に調べる、という天文学の王道の手法が、さまざまな研究分野で応用されるであろうことは想像に難くない。
光学系

リッチー・クレティエン式

焦点

変則ナスミス焦点

口径

30 メートル

合成焦点距離450 メートル

視野

15 分角

主鏡 F 比1

回折限界

8 ミリ秒角 (波長 1µm)

観測波長0.31–28 µm

492 枚の複合鏡

補償光学 (MCAO) 使用時は 2 分角

表 5.1: 望遠鏡性能概要

第5章

60

期待される観測機能・性能

スペース観測との比較

5.2

天体観測にとって、地球の大気は大きな障害となる場合がある。大気中の水蒸気分子や炭酸ガス分子が特定の波長の赤外線を吸収して地上からの観測を困難にする。また大気の温度ゆらぎは透過光の波面を乱すため、望遠鏡の空間解像力が劣化する。また、大気自体からの熱放射や輝線放射が、余分な背景光 (前景光）となり、天体からの微弱な放射に加わる。このため理想的には、大気圏外での観測が望ましい。

だがスペースからの観測は一般に地上望遠鏡での観測と比べて桁違いに高価であり、大型化には予算的限界がある。宇宙望遠鏡の場合は装置のサイズ・重量・構造への制限が厳しく、また一般的に寿命も短い。これに対し、地上望遠鏡の場合には、巨大で複雑な観測装置を取り付け常時メンテナンス、あるいは装置のアップグ
レードができ、、地上大型望遠鏡は ToO 観測に対応しやすい、といった利点がある。

図 5.1 に、地球大気の透過率を示す。透過率の非常に高い可視光域に加え、近赤外線・中間赤外線領域にも透過率の良い大気の「窓」があり、これらの「窓」を通してならば、地上からでも観測を行うことができる。
実際、電磁波のなかで地球大気の透過率のよい可視光および近・中間赤外線の観測では、すばる望遠鏡をはじめとした地上大型望遠鏡が大きな役割を果たしている。

本節では、地上望遠鏡と宇宙望遠鏡の、空間分解能、視野、波長分解能、そして感度について、その得失をまとめて議論する。

5.2.1

スペース観測と地上観測

図 5.1: 地球大気の透過率

TMT が稼働する時期には、口径数メートル級の宇宙望遠鏡（具体的には JWST、SPICA）の観測が行われるようになると見込まれる。これら宇宙望遠鏡と比較した場合、波長域によって以下のような一般的な得失がある。

• 可視光域では補償光学が困難であるため、解像力においては宇宙望遠鏡が有利である。一方、大気の透過率が高く、背景雑音も低いため、分光観測では地上大型望遠鏡が有利である。

• 宇宙望遠鏡は、低熱背景雑音の環境が得られるため、赤外線観測では一般に地上望遠鏡より有利である。
また、大気吸収の影響も無いので、波長１ µm より長い近赤外・中間赤外線で大きなゲインがある。
• 補償光学が使用できる近赤外域では、地上望遠鏡も点源について非常に大きな感度を達成できる。広がった天体の場合には、背景光の影響が無視できなくなり、地上観測では高感度は達成できない。
• 中間赤外線帯では、地上望遠鏡が口径の大きさをいかして高解像度観測を行うことができる。一方、暗い天体の高感度な観測には背景雑音が小さい宇宙望遠鏡が有利である。

5.2. スペース観測との比較

61• 赤外線観測においても、波長分解能の高い分光観測では大口径の地上望遠鏡が有利である。
これらに加え、観測装置の更新や柔軟な運用が困難な宇宙望遠鏡とちがって、地上望遠鏡ではすばる望遠鏡

で行われているように、例えば多数の狭帯域・中帯域フィルタを用いて最適化した観測をあとからでも工夫することができるという利点がある。

5.2.2

空間解像力

今後 20–30 年の光赤外天文学の観測的研究に、高空間分解能は必須の要求事項である。例えば、高赤方偏移

では銀河の探査が進み、単に銀河を検出し、その統計的性質を求めることから、より詳細な性質、銀河の形成・進化の過程を調べることが必要となる。遠方超新星探査や、高赤方偏移クェーサー・ガンマ線バーストを背景
光とする銀河間ガスの研究など、点源の検出・分光には、高解像度は、より本質的に重要である。系外惑星の直接検出にも、高ダイナミックレンジに加え、高空間分解能は本質的役割を果たす。

TMT は、補償光学装置を用いて回折限界に近い像を達成した場合には、現在計画されている宇宙望遠鏡（JWST など）より口径が大きい分だけ、高い空間分解能を得ることができる。

この高い空間分解能と、後述する感度の高い分光能力を組み合わせた面分光機能は他の望遠鏡・装置に比して TMT が最も高い能力を誇れるものである。また、中間赤外線波長帯において、口径 3–4 ｍの宇宙望遠鏡では回折限界による制限が大きく、地上 30m 級望遠鏡に比べて約 1 桁低い解像度しか得ることができない。ただし、補償光学には、天候による不安定性、狭い視野、限定された観測波長域、などの不利な点があることにも留意する必要がある。望遠鏡製作技術にも増して今後の補償光学技術の発展は重要になり、TMT においても既に、初期 AO 装置 NFIRAOS 以降に、広視野 AO、可視 AO、究極 AO への発展・開発を計画している。

5.2.3

視野

すばる望遠鏡主焦点カメラの活躍が証明するように、大望遠鏡の集光力と広視野撮像の組み合わせは、高赤方偏移の銀河など希少で暗い天体の探査や、超新星探査に代表される暗く希少な点源の探査、銀河の形態を環境によって調べる研究、重力レンズによる質量マッピング、近傍銀河を星に分解して行う測光観測、太陽系小天体の探査などに非常に大きな威力を発揮することが、現在ではよく理解されている。

宇宙望遠鏡では、数分角の視野を非常に高い解像度と感度でカバーすることができる。

宇宙望遠鏡を上回る解像度・感度で地上から観測を行うには補償光学観測が必要となるが、確保できる視野は補償光学技術の発達に大きく依存している。現在、複数の光源を用いて大気ゆらぎの三次元分布を立体的に把握し、多層共役補償光学（MCAO）と呼ばれる手法で大気ゆらぎを立体的に補償する技術や、広視野の中で局所的に複数の天体の周辺だけで高解像度を達成する多天体補償光学技術（MOAO) などの開発が進められている。

地上 30m 級望遠鏡＋補償光学の組み合わせで得られる視野は、典型的には数秒–10 数秒角、MCAO などが理想に近い形で働く場合には長波長では数分角の視野を確保することができる可能性がある。TMT の初期 AONFIRAOS は 6 つのレーザーガイド星を用いた MCAO であり、視野 2’ 角（良像は 10-30”）、分解能 0.”015 を達成する。

一方、補償光学を必要としない観測では、TMT は 15 分角の視野を確保できる。

5.2.4

波長分解能

高分散分光観測の場合には、地上大望遠鏡の集光力が大きな威力を発揮する。特に、背景光雑音も少ない可視波長域では、中口径宇宙望遠鏡に比べて、100 倍以上の感度を達成することができるだろう。この高分散分光
機能によって、正確な物理量の測定や微小にしか存在しない元素の同定などが実現できるばかりでなく、宇宙

第5章

62

期待される観測機能・性能

加速膨張の直接検出や、ハビタブルゾーンにある系外惑星の大気分光から生命の痕跡を探る観測、など、TMT

で初めて展開できるサイエンスケースは数多く存在する。

また、補償光学により点源に対して回折限界に近い像が得られるような場合には、宇宙望遠鏡よりも格段に大きな性能を発揮する。近赤外域においても、背景光となっている地球大気夜光輝線を分解することができる
ので、夜光輝線同士の間の波長における背景光雑音が激減し、高い感度を得ることができる。

5.2.5

感度

図 5.2 に、撮像、分光それぞれの場合について、すばる望遠鏡、30m 級地上大型望遠鏡 TMT、6m 級赤外線宇宙望遠鏡 JWST の感度を比較した。

点源に対する感度は図 5.2(a)、(b) に、広がった天体に対する感度は図 5.2(c)、(d) に、また輝線での分光感度については点光源と広がった天体それぞれについて図 5.2(e)、(f) に示す。

観測装置を含めた効率はすべて等しく 20%、読み出しノイズもすべて等しく 10e− としている。1 時間の積分で S/N=10 となる場合を考えているが、積分は full well を考慮して複数回の読み出しを考えている。点源に対する感度は、それぞれの望遠鏡・波長帯での回折限界を考慮し、その 2 倍の直径を持つアパーチャを使用した。ただし、すばるおよび補償光学なしの TMT の場合は、大気の影響を受けるということで、FWHM= 0.00 8(可視) および 0.00 6 (近赤外) とし、 2×FWHM を直径としている。ピクセルスケールは、可視、近赤外でそれぞれ現実的なものに近い値を用いている。背景光ノイズは、地上はマウナケアの場合、宇宙は HST の観測で求められている黄道光 (散乱光) の値を用いている。

5.2.6

まとめ

表 5.2 に補償光学機能つきの地上 30 ｍ級望遠鏡と 3.5 ｍ宇宙望遠鏡の得意分野の比較をまとめる。
地上 30m 級望遠鏡＋補償光学

3.5m 級宇宙望遠鏡

空間分解能 (1–5µm)

0.00 002 − 0.00 1

0.00 05 − 0.00 2

視野

0.1–5 平方分角∼ 200 平方分角

波長域

AO によるが主に近赤外可視 ∼ 中間赤外

波長分解能

高分散分光で威力

赤外低分散分光で威力

可視広視野撮像

×○

可視高解像度撮像(AO 次第)○近赤外広視野撮像

×◎

近赤外高解像度撮像◎○

可視高分散分光○×

可視低分散分光○×近赤外高分散分光◎×近赤外低分散分光△○

表 5.2: 地上大望遠鏡と中口径宇宙望遠鏡の比較

TMT が稼働すると、広い視野をもつすばる望遠鏡で同定された天体の分光観測、とくに可視波長域の観測と、点源分光観測を TMT などの地上超大型望遠鏡が担うという役割分担が想定される。JWST などの宇宙望

遠鏡は、大気下では観測できない中間赤外・遠赤外線の観測、そして波長 2–5µm 帯での撮像・低分散 (R<1000)

5.2. スペース観測との比較

63

分光観測で活躍する。これらの望遠鏡の役割は相補的であり、例えば初期宇宙の天体の研究では、非常に視野の広いすばる望遠鏡やある程度大きな視野を持った宇宙望遠鏡が必須であり、それらで検出された天体の波長2µm 以下での精度の良い測光、分光観測は地上大型望遠鏡によって担われることになる。

64

第5章

期待される観測機能・性能

図 5.2: TMT + AO(補償光学)、TMT AO なし、すばる望遠鏡並びに JWST との感度比較図。それぞれ (a)点源に対する撮像、(b) 点源に対する分光、(c) 広がった天体に対する撮像、(d) 広がった天体に対する分光、(e) 点源に対する輝線撮像、(f) 広がった天体に対する輝線分光の場合の観測感度を表している。1 時間の観測
で S/N=10 となる場合の天体の明るさを示しており、図中で下に行くほどより暗い天体を観測できることに対応している。

65

第6章

望遠鏡計画

この章では、観測所の主な構成物である望遠鏡、ドーム、施設の設計及び技術的達成度、また予測されるシステムとしての性能について記述する。

6.1

観測所全体の概観

6.1.1

山頂施設概観NFIRAOSᵓᡂ䝅䝇䝔䝮䠄NSCU䠅๪㙾➨୕㙾
HROS䠄ほ⿦⨨䠅

NFIRAOS, IRIS, IRMS,NIRES-B, WIRC䠄ほ ⿦⨨䠅WFOS䠄ほ⿦⨨䠅IRMOS䠄ほ⨨䠅⿦PFI䠄ほ ⿦⨨䠅఩⨨఩┦ㄪᩚ䝅䝇
䝔䝮䠄APS䠅MIRAO, NIRESRPFI䠄ほ ⿦⨨䠅

୺㙾

䝗䞊䝮
ᨭ᥼Ჷ

䝺䞊䝄䞊⏕ᡂ
䝅䝇䝔䝮

図 6.1: TMT 山頂施設概観図。
図 6.1 にマウナケア山頂に建設される山頂施設の主な構成物を示す。山頂施設は、望遠鏡システム（主鏡、副鏡、第三鏡、望遠鏡構造、架台制御システム、メンテナンス設備）、望遠鏡システムを取り囲むドーム、観測装置、そして制御室等が配備される支援棟から構成される。これら個々の構成物の詳細について、本章及び第 7 章で述べる。

6.1.2

望遠鏡光学設計

TMT の特徴は 492 枚の六角形分割鏡を敷き詰めて作る焦点比 f/1 の 30m の主鏡である。光学設計は無収
差カセグレン (リッチークレティアン式) であり、球面収差とコマ収差は補正されている。開口絞りは主鏡部分

第 6 章 望遠鏡計画

66に設置され、後側焦点距離は 16.5m である。凸型副鏡を用いることによって、可能な限り鏡筒を短くし望遠鏡

構造とドームのサイズ並びに費用を最小限に抑えている。主鏡前面に位置する可動式第三鏡によって f/15 の望

遠鏡ビームはナスミス台に設置する観測装置へと向けられる。大気分散補正、視野回転補正並びに迷光遮断機
能は観測装置と補償光学装置に組み込まれる。

TMT の光学性能の指標としてスポットダイアグラムと視野位置に対する遮蔽量を図 6.2 に示す。TMT の遮

蔽のない視野は直径 15 分角で、この視野内では、マウナケアにおける可視域での良いシーイングである 0.5 秒
角よりも良い結像性能を持っていることが分かる。
OBJ: 0.0000, 0.1250 (deg)OBJ: 0.0000, 0.0000 (deg)0.84000.90900.9770

IMA: 0.000, 0.000 mm

IMA: 0.000, 978.494 mm
OBJ: 0.0000, 0.1500 (deg)IMA: 0.000, 1172.422 mm

Surface: IMA

Unvignetted Rays (Normalized)

2000.00

1

0.8

0.6

0.4

0.2

Spot Diagram
TMT.AOS.TEC.10.008
2012/05/24 Units are µm.
Field
:
1
RMS radius :2.894
GEO radius :3.510
Circle diam: 2000

2
270.308
399.9323
397.232
617.124
Reference : Chief Ray

0
TMT.zmx
Configuration 1 of 5

0

5

10
Field angle (arcmin)1520

図 6.2: （左）望遠鏡光学系単体のスポットダイアグラム。左上、右上、中央下はそれぞれ、視野中心、7.5 分

角、9 分角の位置。丸は 0.5 秒角のサイズ。（右）視野位置による望遠鏡の遮蔽量。鉛直線は視野位置 7.5 分角

を表す。

6.1.3

望遠鏡本体構造

望遠鏡は方位角構造と高度角構造からなる経緯台方式である (図 6.3 参照)。望遠鏡構造は主に、(1) ピアと観測所フロアに接続されている固定構造、(2) 観測装置を支える二つの大型ナスミス台を含む方位角構造、(3)すべての望遠鏡光学系を動作させる高度角構造、の３つの部位から構成されている。望遠鏡高度角構造は天頂角-1 から 90 度、方位角構造は-270 から 270 度の範囲で回転可能である。望遠鏡の指向精度は 1 秒角、オフセットする際の精度は 1 分角オフセットに対して 50 ミリ秒角である。

望遠鏡ピア (図 6.4) は鉄筋コンクリートで作られ、望遠鏡方位角構造を支える外側の円壁と、ピントルベア

リング並びにケーブル巻取機を支える内側の円壁とで構成されている。また、方位角軸周りの過剰な回転を防
ぐためのハードストップも設置されている。

高度角構造は主鏡分割鏡、筒頂部支持機構、トップリング、第三鏡支持タワー、高度角ジャーナルなどで構成されている (図 6.5)。望遠鏡を水平方向まで傾けるために、高度角ジャーナルは片側に延長されている。副鏡とレーザーガイド星発射望遠鏡が設置される筒頂部支持機構は、六角形のトップリングから伸びる三本の支柱の交点に設置され、6 つの細い柱を用いて張力をかけることで安定性を向上させている。このような設計によってドーム開口部付近の強風にさらされる面積を最小限に抑え、風による振動を軽減することができる。

方位角構造は方位角ベアリング、ピントルベアリング、ナスミス台等と、それらを繋ぐ中空鋼材からなる強度構造で構成される (図 6.4)。観測装置はナスミス台上に建てられる装置支持構造によって高度角軸の高さに設置される。

高度角構造の全ての荷重は、高度角構造と方位角構造のインターフェースである高度角ベアリングによって支えられる。高度角ベアリングにかかった荷重と方位角構造の荷重は最終的に方位角ベアリングを介してピアで支えられる。

6.1. 観測所全体の概観

67䝺䞊䝄䞊㏦ಙගᏛ⣔๪㙾䝺䞊䝄䞊Ⓨᑕ
ᮃ㐲㙾➨୕㙾
HROS䠄ほNFIRAOS, IRIS, IRMS, NIRES-B,
WIRC䠄ほ ⿦⨨䠅
PFI䠄ほ

⿦⨨䠅
⿦⨨䠅

WFOS䠄ほ⿦⨨䠅୺㙾
IRMOS䠄ほ఩⨨఩┦ㄪᩚ䝅䝇
䝔䝮䠄APS䠅⿦⨨䠅䝘䝇䝭䝇ྎ᪉఩ゅ䝧䜰䝸䞁䜾MIRAO, NIRESRPFI䠄ほ ⿦⨨䠅

䝢䜰
㧗ᗘゅ
䝧䜰䝸䞁䜾

䝢䞁䝖䝹
䝧䜰䝸䞁䜾

䝺䞊䝄䞊⏕ᡂ
䝅䝇䝔䝮

図 6.3: 望遠鏡の各部名称。

図 6.4: 望遠鏡方位角構造とピア、固定構造。観測装置支持構造は見やすくするために省略してある。望遠鏡

ピアは鉄筋コンクリートで作られ、望遠鏡方位角構造を支える外側の円壁とピントルベアリング並びにケーブ
ル巻取機を支える内側の円壁とで構成されている。ピアには方位角軸周りの過剰な回転を防ぐためのハードス
トップも設置される。

構造設計には利便性やサービスを考慮した特徴が組み込まれている。望遠鏡にはミラーカバーが無いため、塵の付着を最小限に抑えるために望遠鏡を水平方向に向けて待機させる。また特定のメンテナンス業務のために望遠鏡を水平方向あるいは天頂方向に向ける必要もある。例えば、望遠鏡を水平方向に向けることによって、第 6 章 望遠鏡計画

68

図 6.5: 望遠鏡高度角構造。高度角構造は主鏡分割鏡、筒頂部支持機構、トップリング、第三鏡支持タワー、高度角ジャーナルなどで構成されている。副鏡とレーザーガイド星発射望遠鏡が設置される筒頂部支持機構は、六角形のトップリングから伸びる三本の支柱の交点に設置され、6 つの細い柱を用いて張力をかけることで安定性を向上させている。

鏡筒構造を作る柱の間から第三鏡システムに直接アクセスすることが可能で、ドームシャッターに取り付けられたクレーンを使って第三鏡を脱着する。また、方位角構造に設置されている作業員用リフトを使って副鏡な
らびに第三鏡システムにアクセスすることもできる。さらに、ドームに設置される移動式の作業台を使うこと

で副鏡並びにレーザーガイド星発射望遠鏡にアクセスすることができる。主鏡再蒸着の際の分割鏡の交換は、望遠鏡を天頂に向けたうえで高度角構造の中に設置される分割鏡操作クレーンを使って行われる（図 6.12）。

望遠鏡構造は望遠鏡サブシステムの荷重を効果的に支えるために有限要素解析を行って最適化されており、必要とされる架台制御ならびに主鏡制御帯域幅 (共に ∼1Hz) での動作が可能である。また、望遠鏡構造のほとんどは構造的に効率の良い中空鋼鉄支柱の骨組みになっている。したがって、自然換気機能に優れ、空気の擾
乱を抑えられるため、望遠鏡の特徴である高い結像性能を維持することができる。望遠鏡可動部の総重量は関連装置すべてを含めて 1860 トンであり、そのうち 1430 トンは望遠鏡構造と機械系サブシステムである。

機械系サブシステムは静圧軸受、直接駆動モーター、キャリパーブレーキ、ケーブル巻取機、エレベーター、

作業員リフト、分割鏡操作クレーン、トップリングと筒頂部支持機構を結ぶ張力メカニズム、高度角構造固定
ピン、方位角構造ハードストップ、緩衝装置、免震装置などである。

地震に関しては、マウナケアにおける大規模地震モデルデータに基づいて、望遠鏡構造がこれに耐えるよう設計されている。例えば、ピアは大地震が起こった場合に望遠鏡の横方向と鉛直方向の動きを制約する役割を担っており、免震装置は中心のピントルベアリングに組み込まれる。

6.1. 観測所全体の概観

69

図 6.6: 望遠鏡構造の中心断面図。鏡筒構造を作る柱の間から第三鏡システムに直接アクセスすることが可能である。望遠鏡を水平方向に向けることで、方位角構造に設置されている作業員用リフトを使って副鏡ならびに第三鏡システムにアクセスすることができる。主鏡分割鏡へのアクセスについては望遠鏡を天頂に向けることで可能になる。

6.1.4

望遠鏡架台制御システム

架台制御システムは、天体導入のための回転やオフセット、観測中の天体追尾、信号ノイズ比を高めるためのノッディングとディザリングなどの望遠鏡動作要件を満たすために必要なシステムである。

方位角と高度角の駆動には片側式直接駆動モーターが用いられる。方位角モーターは望遠鏡ピア側に磁石を固定している。高度角モーターは 2 つの高度角ジャーナルに磁石を固定し、高度角ジャーナルの左右両側から力を加えるような設計である。光学テープエンコーダは方位角、高度角の駆動系と高度角ジャーナルの両側に設置される。また望遠鏡の高い指向精度を実現するためにピントルベアリングに補助テープを設置する。

高度角並びに方位角軸制御のクローズドループ帯域幅は 1 ヘルツ、ガイドループ帯域幅は 0.1 ヘルツである。

駆動システムの動的剛性は望遠鏡構造と密接に関連しており、風による星像の揺らぎを最小限に抑えるよう設計されている。動的剛性の検討詳細は 6.3.1 で述べている。

6.1.5

主鏡システムTMT の主鏡を構成する分割鏡を図 6.7 および図 6.8 に示す。主鏡は 492 枚の六角形の分割鏡 (角から角まで

1.44m、厚さ 45mm) を 2.5mm の間隔で敷き詰めたものである。分割鏡の位置と形状はこれらがあたかも一枚の 30m の鏡として機能するように主鏡制御システムによって能動的に制御される。主鏡制御システムについて

は 6.2 節で述べる。

分割鏡の配置図を図 6.9 に示す。492 枚の分割鏡は、82 種類の分割鏡が一つのセットとなりこれが光軸の周りに 60 度ごとに 6 回繰り返される配置になっている。また下記で述べるように、蒸着のために分割鏡を取り

第 6 章 望遠鏡計画

70

図 6.7: 望遠鏡に搭載された主鏡と第三鏡。492 枚の六角形分割鏡が敷き詰められている。分割鏡の位置と形状は、これらがあたかも一枚の 30m の鏡として機能するように主鏡制御システムによって能動的に制御される。

図 6.8: 主鏡の側面図。アクチュエータ、エッジセンサーを含む分割鏡支持機構が表示されている。分割鏡支持
機構上には分割鏡が置かれている。

外した後、すぐに同じ種類の蒸着済みの鏡を設置できるよう、スペアの分割鏡を 1 セット製作する。第三鏡のために中央 7 つの分割鏡は除かれているが、この部分は副鏡で遮蔽されることになる。

各分割鏡はゼロ膨張ガラスを素材とする軸外し非球面鏡である。個々の分割鏡の非球面量は 6 ミクロン (内側の分割鏡) から 226 ミクロン (外側の分割鏡) である。

研磨済みの分割鏡は、それぞれ分割鏡支持機構に搭載される（図 6.8、6.18 参照）。この分割鏡支持機構の設

6.1. 観測所全体の概観

71

図 6.9: 分割鏡の配置図。82 種類の分割鏡が一つのセットとなりこれが光軸の周りに 60 度ごとに 6 回繰り返されている。蒸着作業のためのスペアも含めると、82 種類の鏡を 7 セット製作する。第三鏡配置のためのスペー
スとして中央 7 つの分割鏡が取り除かれている。

計は同様な方法で成功した Keck 望遠鏡方式に基づいている。要求される鏡の表面精度と安定性を得るために、
各分割鏡支持機構には 27 点の軸方向支持と中心 1 点の横方向支持機構が組み込まれている。分割鏡の形状はさらに 21 個のアクチュエータをもつ歪補正装置を使って準静的に制御される。鏡面と垂直方向の動き (鏡面の上下運動、傾き) は各分割鏡支持機構ごとにある 3 つのアクチュエータと、分割鏡間ごとにある 2 つのセンサー（エッジセンサー）を用いて主鏡制御システムによって能動的に制御される。鏡面内の動き（平行移動、回転）は分割鏡支持機構によって受動的に制御される。歪補正装置は 21 個のアクチュエータ (ステッピングモーター
駆動) を用いて分割鏡の形状を調整するための曲げモーメントを生み、研磨、蒸着圧、熱変形、分割鏡設置位
置誤差などによる鏡の低次の形状誤差を補正する。

6.1.6

副鏡システム

直径 3.1m の副鏡は焦点比 f/1 の主鏡からの光を反射し、f/15 のビームを観測装置に提供する。副鏡は厚さ100mm のメニスカス形状のゼロ膨張ガラスでできており、鏡面は凸型双曲面である。
図 6.10 に副鏡の概略図を示す。副鏡は 18ヶ所の軸方向の支持点と 3ヶ所の横方向の支持点で受動的に支持
され、すべての支持点は鏡裏面に取り付けられる。この支持機構は鏡面形状を最適な形に保つ他、大地震の揺れから副鏡を守る役割もある。副鏡システムの直径は 3.6m 以下で、主鏡中心で取り除かれている 7 つの分割
鏡に近い大きさになっている。

副鏡の持つ 6 つの剛体自由度を調整するために、6 脚の精密位置調整装置が用いられる。副鏡制御システム

第 6 章 望遠鏡計画

72

は、主鏡の位置に対する副鏡の位置と向きを調整することでコマ収差と焦点誤差を抑える働きを担っている。

副鏡システムの総重量は約 6 トンである。

図 6.10: 望遠鏡筒頂部に設置された副鏡。副鏡は厚さ 100mm のメニスカス形状のゼロ膨張ガラスでできており、鏡面は凸型双曲面である。副鏡は 18ヶ所の軸方向の支持点と 3ヶ所の横方向の支持点で受動的に支持されており、すべて鏡裏面で支持される。

6.1.7

第三鏡システム

図 6.11 に第三鏡の概略図を示す。第三鏡は大型 (2.5m × 3.5m) の平面鏡であり、天体からの光を 2 つのナ

スミス台に設置された観測装置に送る役割を持っている。また、使用する観測装置を迅速かつ正確に切り替えることも第三鏡の役割である。第三鏡システムには主鏡の光軸回りの回転と傾斜の 2 軸の制御が必要である。
望遠鏡の高度角軸上に設置されていない観測装置を使用する場合、第三鏡が回転方向に追尾し傾くことによって、観測装置での結像位置、瞳位置を適切に保持する。2 軸のうちの一つ (「回転軸」) は主鏡光軸と一致しており、もう一つ (「傾き軸」) は回転軸に垂直な方向である。第三鏡の光学面は望遠鏡方位角軸と高度角軸の交点を通っており、この点を基準として第三鏡が回転傾斜する。第三鏡システムの総重量は約 10.5 トン以下である。

第三鏡は厚さ 100mm のゼロ膨張ガラスでできている。鏡は受動的に支持されており、18ヶ所の軸方向の支持点（鏡面裏）並びに 12ヶ所の横方向の支持点（鏡側面）で支えられている。この支持機構は鏡の形状を最適な形に保つ働きの他、大規模地震の揺れから第三鏡を守る役割も担っている。第三鏡システムは第三鏡支持タ
ワーに設置され、このタワーは主鏡下部にある望遠鏡高度角構造と一体になっている（図 6.6 参照）。

6.1.8

光学系取扱、メンテナンス、蒸着(a) 鏡蒸着、洗浄概要
幅広い波長範囲にわたって要求される高い光学系スループットを実現しこれを維持するために鏡面蒸着には保護膜付きの銀が用いられる。銀は青色光の反射率が優れており、保護膜によって高い耐久性を実現すること

6.1. 観測所全体の概観

73

図 6.11: 望遠鏡に設置された第三鏡。第三鏡は大型 (2.5m × 3.5m) 平面鏡であり、天体からの光をナスミス台に設置された観測装置に送る役割を担っている。第三鏡は厚さ 100mm のゼロ膨張ガラスでできており、18ヶ所の軸方向の支持点（鏡面裏）並びに 12ヶ所の横方向の支持点（鏡側面）で受動的に支持されている。第三鏡
全体は第三鏡支持タワーに設置される。

ができる。分割鏡の再蒸着と交換作業は観測所が続く限り継続して行われ、1ヶ月におよそ 20 枚の分割鏡の再蒸着と交換が行われる。2 週間に一回昼間一日分が割り当てられ、10 枚の分割鏡が交換される。つまり平均的に分割鏡は平日一日に一枚交換され再蒸着されることになる。この交換プランを採用することで、分割鏡再蒸着によって観測できない時間を無くすことができる。副鏡、第三鏡については 2 年に一回、一週間かけて行われるメンテナンス期間に取り外され、再蒸着される。

蒸着膜の反射率を維持し放射率を最小限に抑え、寿命を引き延ばすために、ドライアイスを使っておよそ 2

週間に一回の頻度で洗浄を行う。副鏡、第三鏡については 3 から 6 カ月に一回液体洗浄される。

(b) 分割鏡取扱
分割鏡支持機構は安全で効率的な設置／取り外し／操作が行えるよう設計がなされている。取り外しの際には、分割鏡支持機構にリフトジャッキを取り付け、分割鏡を 300mm 持ち上げる。持ちあがった位置から分割

鏡操作クレーンが分割鏡をつかみ、主鏡上部に引き上げ、その後観測所フロアに下ろす設計になっている。分
割鏡の設置はこの逆工程を行う。図 6.12 に分割鏡を取り外している分割鏡操作クレーンの様子を示す。

(c) 副鏡、第三鏡メンテナンスとその取扱
副鏡メンテナンスに関する全ての業務は望遠鏡を水平方向に向けた状態で行われる。副鏡の補修はドームに設置されている副鏡補修台から行われる。副鏡の洗浄は望遠鏡方位角構造に設置される作業員用リフトからドライアイスを用いて行われる。副鏡システムの脱着はドームに設置される 20 トンクレーンを用いる。

第三鏡システムの補修は望遠鏡を天頂に向けた状態で主鏡下部からアクセスするか、あるいは水平方向に向けた状態で作業員用リフトから行う。第三鏡の洗浄は望遠鏡を水平方向に向け、作業員用リフトから行う。第三鏡システムの脱着は望遠鏡を水平方向に固定し、ドームシャッターに設置されたクレーンを使って行う。この時作業員の第三鏡アクセスには作業員用リフトを用いる。

(d) 蒸着設備と機材
観測所には二つの蒸着設備があり、一つは主鏡用、もう一つは副鏡、第三鏡用である。主鏡蒸着設備は主鏡

分割鏡の継続的な再蒸着作業に特化しており、効率性と安全性を最大限高める設計になっている。この設備に

第 6 章 望遠鏡計画

74

図 6.12: 分割鏡操作クレーンによる分割鏡交換の様子。クレーンが分割鏡をつかみ、主鏡上部に引き上げて運搬することで分割鏡の交換を行う。

は主に三つのエリア、(1) 分割鏡メンテナンス室、(2) 分割鏡洗浄室、(3) 蒸着室、がある。副鏡、第三鏡蒸着

槽は 4m クラスの真空蒸着槽であり、ドーム固定台に設置される専用の部屋で運用される。この蒸着槽はマグ
ネトロンスパッタリングを用いる水平円柱構造をしている。蒸着槽は観測所フロアからアクセス可能でここに鏡を運び込むことになる。

6.1.9

望遠鏡ドーム設計

望遠鏡ドームは斬新な帽子型の設計 (図 6.13 参照) になっており、これによって風による望遠鏡の揺れを最小限に抑え、望遠鏡の結像性能を向上させている。またこの設計はドームサイズの縮小とコスト削減にも貢献している。ドーム全体は 半径 33m、高さ 56m の大きさであり、固定台構造と 3 つの回転機構 (基部構造、帽子型構造、シャッター構造) で構成されている。ドームの底部が固定台構造になっており上記の回転機構を支える形になっている。観測フロアから数メートル上の水平面上に固定台構造と基部構造間の回転インターフェイス(基部構造回転面) がある。これに対し、基部構造と帽子型構造間の回転インターフェイスは 32.5 度傾いた平面になっている。帽子型構造にはドーム開口部があり、基部構造の水平面上での回転と帽子型構造の傾斜面上での回転の組み合わせによって、ドーム開口部を任意の方向へと向けることができる。ドーム開口部の開閉は、帽子型構造とほぼ同じ回転面上でシャッター構造が独立して 180 度回転することによって行われる (図 6.14 参照)。シャッター構造は球状のフレーム構造の一部を切り取ったような形状をしており、帽子型構造によって支えられている。望遠鏡ドームは、開口部と通気口を閉めることで氷や雪、塵、強風、その他望遠鏡に危害を加え得る外的要因から望遠鏡を守る。

固定台構造には、分割鏡の収納庫、分割鏡運搬カートの足場スペース、副鏡第三鏡の蒸着設備、日中のドー

ム内温度調整のための空調設備など、メンテナンスと観測所運用に必要な追加設備が配備されている。

6.1. 観測所全体の概観

75

図 6.13: 望遠鏡ドーム形状、回転面、並びに機械系の概略図。

図 6.14: 帽子型ドーム構造の概略図。下図では見やすくするため帽子型構造が省略されている。帽子型構造とシャッター構造が独立して 180 度回転することによってドームの開閉が行なわれる。

6.1.10

支援棟

支援棟には制御室、職員スペース、鏡用メンテナンス施設、電子工学実験室、電子機器エリア、発送受渡エ

リア、一般見学者用展示室があり、図 6.15 にフロア計画が示されている。

第 6 章 望遠鏡計画

76

図 6.15: 支援棟のフロア計画とドーム固定台見取図。支援棟には、電子機器エリア、鏡用メンテナンス施設、

電子工学実験室、計算機室、発送受渡、職員スペースがある。

6.1.11

本部

TMT はハワイ州ヒロ市に本部施設を構える予定である。望遠鏡のあるマウナケア山頂まで上がる必要のな

いような業務については、低地で、現地スタッフの家に近く、また現地企業や他の観測所本部にも近いヒロ市

本部で行われる。本部施設には (1) オフィス、(2) 会議室、(3) 望遠鏡遠隔操作制御室、(4) 計算機室、(5) 工学

実験室、(6) 多天体分光マスク作成施設、(7) 受渡所を設置する予定である。

本部施設については計画立案と費用見積を目的とした概念レベルでの設計が行われてきた。図 6.16 に外観を示す。

本部施設は個室の数を最小限に抑え、大部屋を採用する予定である。図 6.17 に約 2100 m2 の概念見取図を示す。このフロア計画にはオフィスと会議室だけが想定されており、受渡所や工学実験室は将来的にこの計画案に追加される予定である。

図 6.16: 山麓の TMT 本部施設の概念図外観。

6.2. 波面制御の概念

77

図 6.17: TMT 山麓本部施設の見取図の一例。広さは約 2100 m2 で、個室の数を最小限に抑え、大部屋が採用されている。これに加えて、受渡所や工学実験室が組み込まれる予定である。

6.2

波面制御の概念

この節では、シーイング限界、回折限界の観測において必要とされる像質を達成するために、望遠鏡で行う

波面制御について記述する。

TMT では二つのステップで波面の補正を行う。まず最初に望遠鏡の三つの鏡を能動的に制御することで波面の補正を行う。この能動光学系によってシーイング限界の観測装置への像質が決定する。近赤外線の回折限界像を必要とするサイエンスでは、多共役補償光学（Multi-Conjugate Adaptive Optics; MCAO）方式を用い
た NFIRAOS という補償光学系によってさらに像質が補正され、観測装置へと提供される。NFIRAOS は能動光学系では補正しきれなかった望遠鏡由来の波面誤差（例えば望遠鏡の振動や追尾誤差による像の僅かな揺れ）や大気の擾乱によって乱される像質の補正を行う。

TMT の能動光学系は、(1) 主鏡の全体的な形状や個々の分割鏡の形状を補正し、(2) 主鏡の形状を調整することで副鏡、第 3 鏡の形状誤差を補正し、(3) 主鏡／副鏡／第 3 鏡の相対位置を計測し、保持することで、要求される結像性能を達成する。この計測／調整は、４つの主要な制御システム、（架台制御システム、主鏡制
御システム、副鏡制御システム、第 3 鏡制御システム）によって行われる。

主鏡制御システムは、重力、温度、風、振動による擾乱があった場合でも主鏡の位置と全体形状を保つ安定化システムと考えることができる。主鏡制御システムは各分割鏡毎に 3 箇所配置されたアクチュエータ（計1476 個）と隣合う分割鏡の境界毎に 2 つ配置されたエッジセンサー（計 2772 個）を用いて主鏡の位置と全体形状を制御する（図 6.18）。また、主鏡制御システムは各分割鏡の低次の形状を制御する歪補正装置の制御も担当する。アクチュエータとエッジセンサーについての詳細は 6.4.6 節で述べている。

TMT の行う波面制御では、実際の測定データを元にリアルタイムで補正を行う。測定データは（１）シーイ

ング限界の観測装置に取り付けられる天体導入／追尾／波面センサー（Acquisition, Guider, and Wave-Front

Sensor; AGWFS）、（２）NFIRAOS、（３）位置位相調整システム（Alignment and Phasing System; APS）、の３つの内のどれかから提供される。AGWFS 及び NFIRAOS からの測定データを用いた補正は夜間の観測の最中に行われる。AGWFS はシーイング限界の観測の時のみ用いられ、近赤外線の回折限界の観測では NFIRAOSが用いられる。NFIRAOS については、7.2.2 節で記述する。

APS は個々の分割鏡と分割鏡が構成する主鏡全体の形状と位置調整のための装置で、恒久的にナスミス台の上に配置される。APS は改良したシャック・ハルトマン波面センサーを使用し、星の光を利用した測定を元

第 6 章 望遠鏡計画

78

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図 6.18: 支持機構に搭載された分割鏡に各分割鏡の位置と低次の鏡面形状を調整する。個々の分割鏡は研磨、蒸着、支持機構に起因する形状誤差を持っている。それに加えて、個々の分割鏡の理想的な位置からのずれに起因する形状誤差もある。個々の分割鏡の形状は、個々の分割鏡の支持機構に内蔵されたアクチュエータを持つ歪補正装置によって調節される。この星を使った APS による調整は、典型的に隔週で行われる分割鏡の交換の後か、少なくとも 4 週間に 1 回、2時間かけて行われる。

シーイング限界の観測装置はそれぞれ AGWFS を持つ。天体を導入した後、その天体を観測装置の検出器

上の同じ位置に保つ様、望遠鏡架台と第３鏡は連携して動かなければならないが、この動作は望遠鏡の指向モ

デルと AGWFS からのリアルタイムフィードバックを使って行われる。AGWFS からのフィードバックは (1)架台制御のための 10 ミリ秒精度の追尾情報（1-5Hz の速さ）、(2) 望遠鏡の焦点と主鏡の全体的な形状を制御するための低次の波面収差情報、がある。この測定精度は、22 等級の明るさのガイド星まで達成される必要があり、この明るさのガイド星が銀極方向においても 95%の確率で見つかるためには、6 平方分の広さの視野が必要である。

運用時の副鏡位置
運用時には、主鏡との正しい位置関係と焦点位置を保つため、副鏡は絶え間なく位置（傾き、平行移動）を制御される。副鏡のアクチュエータの制御に必要な参照表が望遠鏡高度角の関数として定義され、この表は主鏡と副鏡を網羅的に動かし、広域度量衡システムを用いて作成される。さらに AGWFS や NFIRAOS からのリアルタイム情報を元に副鏡の位置を調整し、焦点位置やコマ収差を補正する。

6.3

予想される性能

この節では、望遠鏡システムの性能を見積もるためのシステムのモデル化と性能評価の手法について記述する。

システムのモデル化と性能評価は、（１）各システムレベルにおける要求項目の妥当性の検証、（２）システムの機能の定量的な検証、（３）異なるシステムの比較検証、（４）光学性能の検証、を目的として行われた。
具体例を挙げると、ボトムアップによる誤差割当、熱構造の比較、ドームの設計パラメータ決定、能動光学に

6.3. 予想される性能

79

よる補正後の風と振動への反応、高次及び低次の波面補正、各分割鏡の位置及び位相の制御、主鏡制御システ

ム帯域幅、アクチュエータとセンサーノイズ抑制、センサーの較正、制御─構造の相互作用、観測装置設計の為の PSF 生成、等がある。

ただし、コンピュータの計算能力の制限から、これら全ての妥当性検証、性能確認、比較検証を一つの統合されたモデルで行うのは実用的ではない。したがって、TMT では幾つかの物理プロセスをそれぞれの数学的モデルに分け、個々のモデルを使って調査を行うアプローチを取っている。

TMT は、望遠鏡（シーイング限界の観測の場合）と AO（回折限界もしくは回折限界に近い観測の場合）について非常に詳細なモデルを構築した。以下で記述するように、このモデルは、光学形状誤差、空気熱的影響、大気の影響等全ての重要な誤差要因を網羅している。そして望遠鏡とその環境について総合的なシミュレーショ
ンを行った結果、結像性能仕様（規格化された点源感度（PSSN）1 及び波面誤差）が満たされており、トップレベルの仕様がそれぞれのサブシステムへ余裕を持って振り分けられていることが分かった（表 6.1）。

表 6.1: PSSN で表したシーイング限界の場合の観測所性能

6.3.1

光学系のモデル化

図 6.19 に、シミュレーションの枠組みを構成する、個々のモデル要素、データインターフェース、像質を表すパラメータが示されている。熱的構造モデルや鏡の表面形状が光学系モデルへの主要なインプットである。
次に、Matlab による前処理が行われ、（１）歪補正装置（warping harness;WH）シミュレータによる個々の分割鏡の形状補正、（２）位置位相調整システム（Alignment and Phasing System;APS）シミュレータによる主鏡の全体形状と望遠鏡の集光調整、（３）M1CS シミュレータによる分割鏡位置のメンテナンス、が計算される。波面計算のルーチンは、剛体と鏡面形状の摂動から望遠鏡の光路差（Optical Path Difference; OPD）マッ

プを計算する。この後、Matlab による後処理によって、点源像分布関数（Point Spread Function; PSF）や、

RMS 波面誤差（RMS WFE）、規格化された点源感度、光学的歪み、瞳の位置ずれ、望遠鏡指向性等、結像パラメータが計算される。さらなる観測装置や性能のモデル化のために、これらの結像パラメータと OPD が図

6.19 の右側に示された専用のツールに提供される。高次波面補正シミュレータは AO の性能における望遠鏡の貢献分を評価する。この解析で利用されている、多スレッド化された補償光学シミュレータ（Multi-threaded
1 規格化点源感度 (PSSn: normalized Point Source Sensitivity) は、米国 TMT チームによって提唱された望遠鏡光学系の性能を表す指標で、点光源の像の焦点面での拡がりの程度を指標として用いる。点源感度は、この拡がりの関数 (PSF: Point Spread Function)の 2 乗の空間（あるいは角度）積分値として定義され、PSF が細いほど大きな値となる。規格化点源感度は、評価する望遠鏡と同じ開口（主鏡の形）を持つ理想的な望遠鏡を１として規格化した数値である。（AO を用いない）自然シーイング状態で、ノイズがバックグラウ
ンド優勢の時に、点源に対して一定の S/N 比を得るための積分時間は規格化点源感度に反比例する。

第 6 章 望遠鏡計画

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図 6.19: モデル間の依存関係を示した性能見積りのフローチャート

Adaptive Optics Simulator; MAOS）ツールは TMT 内部で開発された。低次波面補正シミュレータは熱や重力に起因する位置のずれの時間プロファイルを元に、長いタイムスケールでの能動光学による補正を調査する。
PSSN 評価システムは、ボトムアップによる望遠鏡の誤差内訳や確率的解析のための参照表を作る為に開発されたシステムエンジニアリングツールである。最後に、図 6.19 の右下にある高コントラスト撮像性能評価では、惑星形成観測装置（Planet Formation Instrument; PFI）という名称の究極補償光学（Extreme Adaptive
Optics; ExAO）の性能評価を行う。
1. 熱的モデル化
TMT は観測所全体のシミュレーションからサブシステムのシミュレーションまで、広範囲に渡ってコンピュータを用いた流体力学（Computational Fluid Dynamics; CFD）を用いている。CFD による空気の流れと温度分布の計算はドーム内外で発生する空気の擾乱を計算するのに有効であるが、この計算には

適切な熱的境界条件が重要である。ドームを通して望遠鏡の個々の要素へ流入する熱量を正しく見積もる為に、熱伝導、熱対流、熱放射を考慮したモデルを構築した。このモデルはドームが閉じているとき、開いているとき、日中に変化する熱流入量も考慮し、被覆材や間隙、ドーム構造、断熱材、における温度勾配と温度範囲の情報を提供する。

2. 熱伝達モデル
TMT では、マウナケア山頂からドームとその周辺環境、分割鏡とその支持機構、副鏡、第３鏡、観測装置
等の局所的な構造まで、CFD モデルを構築した。サブシステムの CFD モデルを利用している良い例が分割鏡支持機構である。鏡材、アクチュエータ、エッジセンサー、電子機器、構造物等の物体とそれを取り巻く空気との間の熱の交換や物体間での熱の交換がコンピュータを用いた固体–流体力学（Computational

Solid-Fluid Dynamics; CSFD）モデルを用いて計算されている。

6.3. 予想される性能

81

図 6.20: TMT 建設地での温度分布の例（北からの視点）。挿絵は、観測所付近の拡大図（南東からの視点）。

3. 観測所全体の CFD モデル化
TMT 施設、ドーム、望遠鏡は、マウナケア山の詳細な地図を元に、数 km サイズのコンピュータモデルの中に配置され、CFD の格子によって分解されている（図 6.20 参照）。シミュレーションは、夜間の異なった時間に対応した異なる風の方向と強さで行われ、全ての主要な熱源を考慮している。シミュレー

ションの主なアウトプットは、光路内の温度の時間変化（図 6.21 の左参照）、風による荷重のデータ、ドー
ム内の温度の時間変化、である。光路内の温度の時間変化は局所的なシーイングによる OPD（図 6.21 の右参照）、PSF、PSSN の半値幅等のパラメータを算出するのに使われる。風による荷重のデータは、風による像の細かな揺れや時々刻々変化する分割鏡への荷重を計算する為に使用される。ドーム内の温度の時間変化は望遠鏡の有限要素シミュレーションへの境界条件として使用される。

4. 動力学と制御のモデル化
風による荷重は 2 つの主要な効果を生む。1 つ目は望遠鏡全体が動く事による像の揺れである。望遠鏡の反応は、CFD シミュレーションと望遠鏡での実測値による摂動モデルを元に詳細にモデル化されている。望遠鏡の筒頂部における風速を最小にするようなドーム設計、筒頂部の断面積を最小にするような筒頂部の設計、そして望遠鏡架台の制御（望遠鏡構造は架台制御の帯域幅を最大にするように最適化されている）を通じて、像の揺れが最小になるように設計されている。2 つ目の効果は、擾乱が分割鏡を伝搬することから生ずる。これは薄い圧力の層を主鏡に伝搬させて、分割鏡にかかる力とモーメントを計算する事でモデル化される。このモデルを用いた計算結果から、主鏡の制御帯域幅 1Hz は、風に起因す
る分割鏡の残留誤差として 10nm 以下を与えることが分かった。

5. モデルの妥当性検証
上で示した TMT のモデルの妥当性は、実際の物理システムに対して検証されるべきである。モデルの妥当性は以下に示す三つの検証に基づいている。まず最初に、2008 年に行われた TMT の性能に関する外部評価と、2009 年に行われた空気熱学に特化した外部評価において、モデルの妥当性が外部の専門家によってレビューされ、承認された。次に、モデルが空気の擾乱を正しく予言する能力があるかどうか

は、2 つの独立な風洞実験と既存の望遠鏡における主鏡にあたる風圧の測定から実証された。最後に、モ

第 6 章 望遠鏡計画

82

図 6.21: ドーム内外の温度分布の例（左）とドームシーイング（右）。200 nm の RMS 光路差は PSSN で 0.98に対応する。

デルがドーム内部外部における空気の擾乱による光学的な影響を正しく見積もる事が出来ているかどうかは、シンチレーション計測計による Cn2 の測定と既存の望遠鏡でのシーイングの測定値を比較する事で検証された。
統計的手法
観測所システムは確率的なプロセスであると見ることができる。つまり、システムの次の状態は予測可能な要素とランダムな要素の両方によって決定されるということである。幾つかの性能は、あるインプットに対して一義的に決まってしまうことがあるが、これらのインプット自体が通常はある統計的分布を持った確率的な側面を持っている。例えば、望遠鏡の結像性能に大きな影響を与える風や温度、大気の状態は統計的な分布を持つ確率的な変数であろう。結果的にシステムの性能を記述するパラメータは全て確率的な変数になり、統計的手法を用いて扱わなければならない。TMT では、マウナケア山でサイト評価を行った際に実際に取られたデータや、同じマウナケア山頂にある Gemini North 観測所の長年にわたる運用から得られたデータを元に、観測所システムに関わる確率変数の統計的性質を求め、これをモデルに組み込むことで、より現実的なシステ
ムの性能を求めている。

6.3.2

シーイング限界モードでの観測所の性能

上記で述べた統計的な手法と結像性能パラメータを用いると、TMT の性能の統計的な解析を行う事ができる。例として PSSN の確率分布を図 6.22 に示す。図の曲線から、TMT のシーイング限界での結像性能は平均を中心に集中的に分布しており、80%の確率で PSSN は 0.83 から 0.94 の間に入っていることが分かる。また、

PSSN がかなり低い時はあるものの、それでも全体の時間の 80%は結像性能の必要要件の 0.85 より良いことも分かる。

6.4. 技術的達成度

83

図 6.22: PSSN で表した TMT の結像性能の累積確率分布

6.4

技術的達成度

6.4.1

概要

TMT の設計思想は、現在の 8-10m クラス望遠鏡に使われて来た技術や現在開発中の技術、さらには、TMTの構成品の製造開始前に開発されるであろう技術に基づいており、口径 1m を越える可変形鏡など、リスクが非常に高いと思われる新しい技術の採用は避けてきた。その代わり、新しい技術が成熟して利用可能になった
時に、望遠鏡のファーストライト後でもその技術を導入できるように、望遠鏡の構成要素をモジュール化して交換できるような設計にしている。

TMT と E-ELT は、主鏡分割鏡のサイズ、レーザーガイド星の出力など共通の設計の特徴を多く持つため、多くの設計やプロトタイプ調査・検討で連携することができ、それぞれが行った技術的検討の結果や、コスト見積もりの結果を共有している。例えば連携して行った開発項目には、主鏡セグメントの製造や、鏡面調整や位相合わせ、分割鏡のアクチュエータやエッジセンサーなどがある。

TMT では、参照設計, 概念設計, 予備設計, 最終設計という慣例的な手順に沿って設計を進めている。設計作業に置いては、技術やコスト、性能のリスクを軽減するために、最も技術的に困難な構成品やコストの最も高い構成品、最も長い調達期間を要する構成品を優先的に扱う。したがって、TMT の構成品は、すべて同時期に設計段階をパスする必要はない。表 6.2 は、観測装置と AO を除く TMT 構成品について技術開発状況をまとめたものである。

以下この節では、重要な構成品の技術開発進捗度について述べる。

6.4.2

ドームの技術的達成度

TMT の帽子型ドームは、カナダ・ブリッティシュコロンビア州の DSL 社 (Empire Dynamic Structure: 以

前の AME Dynamic Structure) によって設計・製造・組み立てが行われる。帽子型ドームは DSL がこれまでに Gemini North 望遠鏡、Gemini South 望遠鏡、すばる望遠鏡、Keck I & II 望遠鏡などで培ってきたのと同じ技術・能力で実現可能である。ドームは、建設地までの輸送手段によって制限されたサイズ・重量に収まる
よう、輸送可能なモジュール（構成単位）で設計されている。

帽子型ドームの空気力学的性能は、複数のモデルと流体力学計算を用いて検討された。設計は最終設計レ

ビューに合格し、現在、製作に向けた詳細な設計を行っている。ただし、最終設計レビュー委員会の勧告により、ドームボギー台車の設計については独立した顧問会社が徹底的な技術的審査を行った。

第 6 章 望遠鏡計画

84
要素

主要構成物

現在の設計段階

進捗/リスク低減策

ドーム

最終設計

FDR 完了；大型ベント構造の試作中

山頂施設とインフラ

最終設計

建設文書を準備中

予備設計

構造最適化、地震対策、静圧軸受け検討、

望遠鏡

構造

ダイレクト駆動
主鏡

副鏡

ガラス材

最終設計

複数のガラス材がフルサイズ研磨試験に合格

研磨

最終設計

複数企業でフルサイズ分割鏡研磨合格

支持機構

最終設計

第三世代を製造中

システム

予備設計

複数企業による設計・研磨検討中；

6 本ジャッキは性能検証ずみ
第三鏡

システム

予備検討

複数企業による設計・研磨検討中

鏡面蒸着設備

M1,M2,M3

概念設計

複数企業による設計検討中

望遠鏡制御

M1 制御

予備設計

Keck 望遠鏡による経験；
プロトタイプによる動的・静的試験

アクチュエータ

予備設計

複数のプロトタイプの試験後に方式選択；
第二世代試験中；E-ELT と協力

エッジセンサー最終設計

複数のプロトタイプの試験後に方式選択；

E-ELT と協力
APS

予備設計

制御システム

概念設計

レンズレット試験を成功；E-ELT と協力

表 6.2: TMT サブシステムや主な構成品の技術的達成度
ドームの設計では Gemini、Keck、すばる望遠鏡ドームの数十年にわたる運用経験にもとづく教訓を取り入れて改良を行った。リスク評価にもとづき、重要な構成品については、試作機を製作して実現性を確認した。
例えばキャップとシャッター開口部を模した試作機を製作し、開口部シール能力と運用性、耐久性が試験された。その結果をシールの供給会社に伝えて、改良設計に生かされている。また、換気機構を模した 5m × 4mのフルスケールモジュールが現在 DSL で試験中であり（図 6.23）、換気ドアの機能と運用性（信頼性、負荷容量、シールの能力、点検・修理の容易さ）が試験されている。

6.4.3

主鏡研磨の技術的達成度

1. Keck 望遠鏡での経験と 30m への拡張
TMT の主鏡は、初めて分割鏡型主鏡を用いて建設・運用された 10m Keck 望遠鏡（図 6.24）の経験にもとづいて製作される。Keck 望遠鏡の成功により、現在では大型望遠鏡には分割鏡を用いることが一般的な技術となっている。TMT では特に主鏡の設計において Keck 望遠鏡の経験と教訓を生かしている。例

えば Keck 望遠鏡の経験から、以下の方法でエッジまで完全な鏡を製作することができると考えている。

• 円盤状の硝材を研磨• 六角形に切断

6.4. 技術的達成度

85

図 6.23: 換気モジュールのフルスケールプロトタイプ。
（左）外部ドアが部分的に引っ込み、内部ドアが閉じられた状態。（右）内部ドアが完全解放状態。

• 分割鏡支持機構（ホイッフルツリーと中央ダイヤフラム）に搭載• イオンビーム加工 (Ion Beam Figuring：IBF) による最終研磨
Keck 望遠鏡では曲げ研磨法を使って分割鏡を研磨し成功を収めた。この方法は、まず、歪力機構により円盤状の硝材を非球面に曲げる。この曲げは必要な形状と逆方向で、この状態で大きな研磨ツールを用いて古典的な方法で球面に研磨する。研磨後に歪力を取り除くことで硝材の応力が解放され、要求される非球面形状を達成できる。実際には曲げ研磨と形状測定を繰り返して精度を高めていくが、これまでの経験から、少ない回数の繰り返しで必要な形状に収束することがわかっている。図 6.25 に Keck 望遠
鏡で用いられた歪力機構と研磨機械を示す。

次に、研磨後に六角形に切断することにより、不完全な研磨によって曲がったエッジ部分を切り捨て、
エッジ効果のない六角形の分割鏡を作ることができる。また、イオンビーム加工はエッジ部分を劣化させることなく分割鏡全面を研磨することができる。TMT では、分割鏡間の隙間を最小にし、かつ、分割鏡のエッジをほとんど完全なものにできるため、分割鏡型望遠鏡の利点を最大限に生かすことができる。
また良いエッジを実現できると、散乱が少なくなるため高コントラスト撮像に有利となり、さらに、分
割鏡間の位相合わせにも有利になる。

TMT 主鏡の焦点比 f/1.0 は Keck 望遠鏡の f/1.75 より速い（明るい）ために、同じサイズの分割鏡に対しては非球面量が大きくなるが、TMT の分割鏡は Keck 望遠鏡のものよりサイズが 20%小さいため、最大の非球面量は同程度になる。また、分割鏡のサイズが小さいので、厚さは薄く（45mm vs. 75mm）、
主鏡の熱反応（温度追随性）が良いため、主鏡に起因する空気の擾乱を抑えることができる。

2. TMT 主鏡の開発
いくつかの TMT パートナー国の研磨会社では TMT の主鏡分割鏡の製作法を開発中である。以下で述
べるようにそれぞれ会社の進捗状況は異なるが、望遠鏡建設開始前に分割鏡製作の分担を勝ち取るために、要求された能力を示し共通に定めた適性試験を完了する努力をしている。研磨して支持機構に搭載された分割鏡はイオンビーム加工を行う会社に出荷されるため、適正試験では、イオンビーム加工前の分割鏡研磨について、TMT の要求に合致しているかを検証する。

第 6 章 望遠鏡計画

86

図 6.24: Keck 望遠鏡の主鏡

図 6.25: 曲げ研磨用歪力機構に取り付けられた Keck 望遠鏡の主鏡鏡材(a) 鏡硝材の試験と選択
TMT 主鏡の鏡硝材の候補として、日本のオハラ社のクリアセラム、独 Schott 社の Zerodur, 露 LZOS

社の Astrosital の３つの超低膨張結晶化ガラスが検討されてきた。2007-2008 年に行われた机上の検討ではすべての硝材が仕様を満たしていることが確認された。鏡硝材の試験は、後に述べるセグ

メント鏡の研磨法の開発と同時に行われてきている。まず、2008 年から Tinsely で新しい曲げ研磨

治具を用いてオハラのクリアセラムの研磨を開始した。曲げ研磨を完了した硝材は ITT Exelis に運ばれ主鏡の支持機構に搭載された。そして、常温 (20◦ C) と運用平均温度 (2◦ C) 間の鏡面変形が測定され、最終的に仕様を満たしていることが確認された。現在、独 Schott 社の Zerodur, 露 LZOS
社の Astrosital についても、同様の試験を行っている。

(b) 分割鏡生産計画
リスクと製造コストを最小化するために、分割鏡生産は２つのステップで行う。分割鏡の研磨と支持機構への搭載は、日本、米国、中国、インドの資格を得た複数の工場で平行して行う。このステッ
プでは、円盤硝材を承認された方法で研磨して六角形に切断し、支持機構に搭載する。これらの分

6.4. 技術的達成度

87

図 6.26: TMT 望遠鏡の主鏡
割鏡は次のステップに進むための仕様を満たさなければならない。全ての研磨会社で用いられる測定装置は、曲率半径の整合性を保つためにお互いに校正されたものとする。

最終仕上げ工程で分割鏡の精度と一様性を保つために、全ての分割鏡は１つの最終仕上げ工程で加工する。前工程から納品された分割鏡は、２℃での干渉計計測により研磨と支持機構搭載によって発生した形状誤差を測定して、イオンビーム加工を用いて修正する。コストとリスクを下げるために、ITT や Sagem のような経験のある供給者の１つで最終仕上げを行う。これらの２社は既に設備を有しており、必要に応じて設備を拡張することができる。

(c) 日本における分割鏡開発
日本の TMT 分割鏡製造の技術開発は国立天文台がキヤノンと協力して行っている。キヤノンは光学分野での民生品と IC 露光装置などの生産設備で有名であるが、すばる望遠鏡の主焦点観測装置など天文関連を含む高度な光学装置の実績も多い。これらの経験や製造技術・設備は TMT 分割鏡製造に応用可能である。2010 年度には、すでにキヤノンが保有する計測・研磨技術 (高精度 3 次元測定器・計算機制御研磨) を使って１枚目の試作品の加工を完了し、所定の性能を達成している。しかし、量産時には加工時間の短い低コストの新しい加工法を用いる計画で、2014 年 1 月までにこの加工法を用いた 2 枚目のプロトタイプを完成させて適性試験に供する予定である。図 6.27 はキヤノンでの１枚目のプロトタイプ製造時の作業を示している。

(d) 米国 (Caltech/UC) における分割鏡開発
2005 年～2006 年には、３つの契約者（Sagem, Zygo, ITT Exelis/Tinsley）が、技術的問題の洗い出しと製造設計の検討を行った。この検討では、製造・試験技術の調査、技術開発とリスク低減についての調査、製造計画の準備、工場のレイアウト、コスト評価を行った。2007 年からは、曲げ研磨法の開発継続、分割鏡を支持機構に搭載する際の治具と工程の開発、硝材の適性試験、分割鏡の温度試験を行った。Tinsley は TMT 分割鏡製造の手順化と速度向上（曲げ機構の自動化）に取り組

み、サブミクロンの精度を達成した。Tinsley で研磨された円盤型硝材は ITT Exelis に出荷され、六角形への切断・支持機構への搭載、光学的形状測定、イオンビーム加工が行われた。図 6.28 は

ITT Exelis で完成した分割鏡である。

第 6 章 望遠鏡計画

88

図 6.27: キヤノンでのプロトタイプ分割鏡の研磨と検査

図 6.28: ITT Exelis で完成した分割鏡(e) 中国における分割鏡開発
南京天文光学技術研究所 (NIAOT) が、中国における TMT 分割鏡の製造開発を主導している。NIAOT

は、過去１０年間に LAMOST 4m 望遠鏡を設計・建設することで分割鏡望遠鏡を開発・建設する経験を積んでいる。非球面の TMT 分割鏡を製作するために、NIAOT は２つの研磨技術（曲げ研磨と計算機制御研磨）を開発中であり、いくつかの試作品を製作中である。NIAOT は関連する施設を持っており、それらを TMT の為にスケールアップしようとしている。2013 年までには用いる技術を選択して、適性試験のための分割鏡を 2014 年 1 月までに完成する予定である。図 6.29 は NIAOT

で研磨中の 1.5m TMT 鏡材である。

図 6.29: NIAOT で予備研磨された TMT 鏡材

6.4. 技術的達成度

89(f) インドにおける分割鏡開発
インドは TMT 分割鏡の製造のために、国内の経験のある研磨工場と協力して Zeeko 社の空気ボン

ネット研磨技術を利用しようとしている。Zeeko 社の工程は、E-ELT 分割鏡を製造するために英国

ウエールズの OpTIC 社で準備が整いつつある。この開発は ESO により資金提供され、Zeeko 社の協力のもとに行われている。E-ELT の分割鏡は、TMT 分割鏡とほとんど同じサイズで同じ非球面量であることから、Zeeko 社と OpTIC 社で開発されている設備と工程はインドでの TMT 分割鏡製作に直接適用可能である。今年、小さいサイズの最初のプロトタイプが研磨される予定である。
引き続いて 2014 年 1 月までに、フルサイズの分割鏡が試作製造され、適性試験の対象となる。

(g) 光学測定・検査法の開発
TMT 分割鏡の製作には、イオンビームによる仕上げ加工の加工データと受け入れ試験のための光学測定施設の設計・製作・運用が非常に重要である。TMT はアリゾナ大学と光学試験設備（CGHを用いたフィゾー干渉計）の設計を契約した。この手法は非球面の TMT 分割鏡を測定するのに理想的である。アリゾナ大学は、最近の数年間でこの手法をいくつかの装置に用いて成功している。
詳細設計と誤差解析により、設計が TMT の高精度分割鏡製作の要求仕様を満たしていることが示された。光学試験法の開発は最近予備設計レビューを通過し、現在、最終設計段階にある。

(h) 分割鏡支持機構の開発
分割鏡支持機構の開発は、2005 年に HYTEC Inc. で開始して 2007 年後半に予備設計レビューを行った。その後、2 つのプロトタイプを作成し、形状・取り付け・歪補正装置の性能・重力たわみの性能などを検証するための試験を行った。図 6.30 は JPL M1CS チームによるメカニカルプロト

タイプ（アルミの鏡シミュレータ搭載）の重力試験、動的試験の様子である。この試験と解析の結果にもとづき、多くの改良が第３世代目の設計に盛り込まれている。第３世代は今年インドで製作されており、完成後に TMT で試験を行う。

図 6.30: 分割鏡支持機構 (SSA) 試作品の重力変形試験 (左) と動的試験 (右)6.4.4

副鏡システムの技術的達成度

副鏡は直径 3.1m という大きさと凸双極面という形状から、製造・試験の困難な光学系である。副鏡を製作す

る能力のある製造者を評価した結果、経験と能力がある研磨会社・組織として、ITT Exelis, Brashear, Sagem,

アリゾナ大学・光科学部が選択された。４つの会社・組織は全て大きな凸型鏡の研磨経験と設備があり（表 6.3）、

TMT 副鏡の製造に適用できる。図 6.31 は、それぞれ、アリゾナ大学・光科学部で研磨された 1.7m の凸面副鏡と ITT Exelis の研磨した 1.5m の凸非球面鏡である。

第 6 章 望遠鏡計画

90
供給者

最大の主鏡

最大の副凸型鏡

Brasher

8.3m すばる

1.9m F/0.9 回転双極面

ITT Exelis

2.8m

1.5m

Sagem

8.2m VLT

1.1m VLT, Gemeni, GTC

University of Arizona

4.3m DCT

1.7m f/5 Magellan & MMT

表 6.3: 可能性のある副鏡研磨会社の経験のまとめ

図 6.31: MMT の 1.7m f/5 凸非球面副鏡（アリゾナ大学提供：左）と 1.5m 凸非球面鏡（ITT Exelis 提供：右）副鏡支持機構には、4.5t の副鏡セル全体をスムーズに正確に位置決めするための大きな６本ジャッキがある。日本の三菱電機は、過去にすばる望遠鏡に２つの大きな６本ジャッキを供給している。その一つは Hyper

Suprime Cam（図 6.32）用の６本ジャッキで、負荷加重、剛性、追尾精度は TMT 副鏡の仕様に近い。また、イタリアの ADS International は Blanco Dark Energy Camera（図 6.33）の６本ジャッキを出荷しているが、負荷加重が軽い以外は TMT 仕様とほぼ同じである。両者とも、これらの６本ジャッキの設計を改良すること
で TMT の仕様を満たすことができると考えている。

6.4.5

第三鏡システムの技術的達成度

第三鏡システムは中国の Changchun Institute of Optics, Fine Mechanics, and Physics (CIOMP) で開発されている。CIOMP は中国で最大で最も古い光学研究所で、鏡と鏡支持機構、望遠鏡を設計・製作してきた長い経験がある。

CIOMP はこの種の光学設備・装置を多数保有し、さらに 4m クラスの光学系を製造・試験可能になるように
現在拡張中である。研磨において鏡形状の収束が難しい場合には、十分な大きさの IBF 装置を持つ ITT Exelis
で最終仕上げをするオプションを準備している。

第三鏡位置決め装置は 3m クラスの経緯台式望遠鏡マウントと似た構造である。CIOMP は 1m クラスの望遠鏡を設計・製作・試験したことがあり、その経験を元に第三鏡位置決め装置を開発する。

6.4.6

能動光学技術

1. 概要

6.4. 技術的達成度

91

図 6.32: すばる HSC を支える三菱電機の６本ジャッキ（提供：国立天文台、三菱電機）

図 6.33: Blanco ダークエネルギーカメラを支える ADS ６本ジャッキ（提供：ADS International）

TMT 能動光学の構造は、現在稼働している望遠鏡に用いられているものと似ており、主鏡制御システム(M1CS)、副鏡制御システム (M2CS)、第三鏡制御システム (M3CS)、位置位相調整システム (APS)、天体導入／追尾／波面測定システム (AGWFS) から構成される。APS は２－４週間毎に主鏡分割鏡の調整に用いられ、AGWFS は AO を用いない観測の時にリアルタイムの光学フィードバック情報を提供する。
また、主鏡の研磨と同様、能動光学においても以下に挙げられる様な Keck 望遠鏡での経験で培われた多くの技術を継承している。

• 歪補正装置• 分割鏡の面内の受動的な位置調整• ３つのアクチュエータによる分割鏡の能動的な高さ調整• 容量型エッジセンサー。
これらのシステム・技術は技術的最先端を行くものではないが、特に主鏡制御システムは主鏡の大きさとアクチュエータ・センサーの数から複雑で困難な制御となる。以下では能動光学系について TMT が
これまで行ってきた開発を簡単にまとめる。

2. 主鏡制御システム：アクチュエータ

第 6 章 望遠鏡計画

92

主鏡制御装置アクチュエータの要求仕様は、5mm のストロークと 5nm RMS 以下の分解能、低消費電力、
低コスト、高信頼性である。TMT で開発したアクチュエータはこれらの要求を満足する。

アクチュエータの技術開発はこれまで、要求仕様の定義から始まり、異なった方式の利点・欠点・コストを理解して評価し、性能と信頼性を示すために異なった方式を用いたプロトタイプアクチュエータを製作した。テストベンチでの試験、実際の分割鏡を用いたテストベッドでの試験、シミュレーション、
モデルを用いて、実際の望遠鏡でのアクチュエータの性能を解析した。そして、2010 年に技術選択が完了し、４つの方式の６つのアクチュエータのうち、ボイスコイルを用いた力制御のものが選択された。

選択の後、設計改良を行い、４つのプロトタイプを製作して広範囲に渡る性能と信頼性の試験を行った。これに加えて供給者の適性試験の一環として、１０本のアクチュエータがインドで製作中である。これらの１０本は、さらなる信頼性試験と組み付け試験のために用いられる。図 6.34 はアクチュエータの写真である。

アクチュエータは、２つのメカニズムを平行に使っている。１つは、10Hz で動作するボイスコイルを用いた高精度制御ループで、市販の高精度光学センサーを用いて微調整に用いる。もう 1 つは、ボイス
コイルの消費電力を抑えるために大部分の負荷を引き受ける制御ループである。これは、レバーとバネの機構をステッピングモーターで駆動し、あらゆる仰角においてほぼ消費電力ゼロで鏡の重量を支えるために必要な疑似的な力を発生させる。ボイスコイルループは、風などの外乱要因のもとでも高い位置決め精度を達成できるような等価剛性と減衰特性を実現する。

図 6.34: カバーを外した M1CS アクチュエータ

3. 主鏡制御システム: センサーとその較正主鏡制御システムのセンサーの要求性能は (1)5nm RMS 以下のノイズと２面角感度、(2) 低ドリフト、(3)

容易な分割鏡交換のための重なり合わない構造、(4) 低コストである。

センサーの開発プランはアクチュエータと同じで、2009 年当初に技術選択が行われ、容量型センサーが選択された。最終候補として３つの技術とその派生型がある。引き続いて、設計の改良が加えられ、いくつかのプロトタイプを用いて広範囲に渡る性能試験が行われた。センサーをきれいに保つためと湿度の影響を抑えるために、乾燥空気を保持するためのダストブーツを追加した。２５個が適性試験の一環としてインドで製作中であり、信頼性試験と将来の組み込み試験に用いられる。図 6.35 はセンサーとその駆動回路、ダストブーツの写真である。

6.4. 技術的達成度

93

図 6.35: （左）M1CS エッジセンサー（中央）センサーのフロントエンド（右）センサーダストブーツのプロ

トタイプ

TMT の容量センサーは Keck 望遠鏡で成功したものと同様のものである。２つの駆動プレートを持ち、極性が反対の AC 駆動電圧を掛け、センサープレートに電流を励起する。Keck 望遠鏡の設計が、分割鏡ギャップをまたがる構造を持つのに対して、TMT では向かい合った設計となっている。どちらも、隣り合うセグメント間の相対的な高さと角度を測定するが、TMT のものは分割鏡間のギャップも測定する。TMT 設計の利点は、分割鏡交換の時にドライブ側をセンサー側本体に対して傾けて抜き去る必要がないことである。加えて、Keck 望遠鏡の８主要部品から２主要部品に減った単純な構造から、より軽量でコストも安くできる。

センサーの較正に関しては、望遠鏡運用に影響を及ぼさない正確なセンサーの較正アルゴリズムと手順が開発された。これは、分割鏡の面内の動きに伴う誤差を軽減することにより、コストのかかる高精度なセンサーの取り付けを避けること目指したものである。このアルゴリズムは重力と温度による誤差も軽減する。具体的には、分割鏡の交換の後、分割鏡間のギャップの関数として位置位相調整システム(APS) のデータをフィットする。運用時に望遠鏡が取りうるすべての天頂角範囲と温度範囲での較正残差のシミュレーション例を図 6.36 に示す。

図 6.36: 望遠鏡天頂角と温度範囲でのセンサーの PSSN 較正による補正誤差。10nm RMS の APS ノイズと0.5m rad の設置誤差を含む。この較正残差は分割鏡ずれによる PSSN 誤差（0.980 を配分）のごく一部である。

4. 主鏡制御システム: 単一分割鏡の試験機と制御アルゴリズム
主鏡制御システムの設計と性能評価は主にモデルを用いて行っている。建設前にミラーセルを含む完全な主鏡を作って試験することは現実的ではない。従って、モデルとその予測性能を実際のテストデータで較正することが重要となる。この目的のために、一連の分割鏡試験機が導入された。この最初のものは、

第 6 章 望遠鏡計画

94

図 6.37: M1CS アクチュエータの搭載された単一分割鏡のテストベッド
単一分割鏡の試験機 (Single Segment Test Bed: SSTB) で、ダミーアルミ鏡と分割鏡支持機構 (SSA) とアクチュエータから構成されている。

SSTB は、アクチュエータの選択過程の一環としてのインターフェイスの評価や異なるアクチュエー

タの方式・設計の性能評価、分割鏡の静的・動的性能評価、分割鏡の風や振動に対する応答測定など、さまざまな試験に用いられてきた。SSTB を用いた試験は重要なフィードバックを提供し、望遠鏡構造・SSA・アクチュエーターの最適化を支えている。さらに、SSTB は制御の構想・設計、性能予測、モデル
不確定性の低減などにも役立ってきた。SSTB の写真を図 6.37 に示す。

将来、複数の分割鏡を取り扱う試験機を製作し、分割鏡のエッジセンサーの制御ループの試験と改良、

分割鏡と主鏡制御システムのインターフェイス試験、システムの扱いやすさの評価と改良などに用いる予定である。

5. 位置位相調整システム：レンズを用いない位相合わせ
シャックハルトマン装置を用いた分割鏡望遠鏡の位相合わせは、シャックハルトマン装置のレンズレット
アレイのそれぞれが分割鏡間のエッジ部分にあたるようにして利用する。レンズレットアレイは望遠鏡のサイズに比例してアレイ数が大きくなるので、TMT では高価で製造が難しくなる。Keck 望遠鏡は、プ
リズムアレイを用いてこの問題に対処したが、TMT の場合は分割鏡数が膨大になるのでこの手法は現実的でない。

ESO の位置位相調整システムの数値検討とテストによると、超大型望遠鏡でシャックハルトマン位相
カメラを使用するには大きな開口縮小が必要となるため、レンズレットアレイを用いずに全面開口を用いるフレネル位相合わせの方が実現可能な手法であるとしている。フレネル位相合わせの利点は、低コ

スト、レンズレットアレイの収差の影響を受けない、問題となる表面反射がない、マスクとレンズレット

アレイの調整の心配がない、容易な光学設計などがある。この検討の結果と関連した試験により、TMTの APS では、レンズレットアレイを用いずにフレネル位相あわせを採用することにしている。

95

第7章
7.1

観測装置

はじめに

ファーストライト時の観測装置については、科学性能仕様規定書 (SRD) で定められたすべての TMT の観測モードを注意深く考慮した上で、TMT 科学諮問委員会 (SAC) によって選択された。その選択において、まず 2005 年から 2006 年にかけて 12 の装置実現可能性の検討を行い、3 つの “ファーストライト装置”と 6 つの“将来装置”に分類された。この選択にあたっては、科学的重要性、ジェームズウェブ望遠鏡 (JWST) やアタカ
マ巨大ミリ波望遠鏡 (ALMA) とのシナジー、また予算、立ち上げの実現性、技術的先進性など現実的な側面も考慮された。選択された観測装置群の計画は、紫外－可視－近赤外、広視野から高空間分解能、撮像から分光、まで TMT の機能を幅広く網羅している。この計画は TMT のパートナーに承認され、また数度にわたり再検討されている。表 7.1 にファーストライト装置と将来装置をまとめた TMT の観測装置計画を示す。ファース

トライト装置 3 台は TMT 建設費の一部で開発され、他の装置は観測装置開発オフィスの主導のもと開発・製

作・立ち上げが行われる。すべての装置について、データ解析モジュールも開発され、クイックルック機能や観測者それぞれの目的に従って最適化できるデータ解析機能が提供される。
観測装置

視野/スリット長さ

波長分解能

観測波長 (µm)

備考

近赤外撮像分光装置

4000-8000,
5-100(撮像)0.8-2.4

NFIRAOS(IRIS)<4.00 4×2.00 25(IFU)
16.00 4×16.00 4(撮像)

広視野可視分光器

0.31-1.1

シーイング限界40. ′3 角視野,

1000-8000(WFOS)

全スリット長 57600

近赤外多天体分光器

2 ′視野, 46 スリット

R=46000.95-2.45

NFIRAOS

スリット長 500

50000

0.31-1.0(1.3)

シーイング限界

スリット長 200

20000-100000

1-5

NFIRAOS

近赤外広視野多天体分光

5 ′視野内に複数の300 IFU

2000-10000

0.8-2.5

MOAO

器 (IRMOS)

中間赤外エシェル分光器

スリット長 300 ,

5000-100000

8-18(4.5-28)

MIRAO

R<100

1-2.5(1-5)

108 (109 ) コント

装置(IRMS)
可視高分散分光器

装置(HROS)
近赤外エシェル分光器(NIRES)(MIRES)

10 撮像視野

系外惑星検出装置 (PFI)0.00 05 innner work-

00

ラスト

ing area
広視野赤外カメラ

30 撮像視野00

5-100

0.8-5.0(0.6-5.0)

NFIRAOS(WIRC)
表 7.1: TMT の観測装置計画。最初の 3 台がファーストライト観測装置である。NFIRAOS, MOAO, MIRAO

は補償光学（AO）装置名（7.2、7.6.3 節参照）

第7章

96

観測装置

3 つのファーストライト装置は IRIS,IRMS,WFOS と呼ばれる装置である。IRIS は回折限界分解能を持つ撮像および面分光装置で、17 秒角 ×17 秒角 (撮像)、4 秒角 (面分光) の視野、0.8-2.4µm の波長域、波長分解能
4000、などが装置仕様である。IRMS は Keck 望遠鏡の MOSFIRE のコピーで、再配置可能なスリットを持つ

近赤外多天体分光装置である。波長分解能 3200 と、直径２分角の視野にわたって 46 個の多天体スリットを持つ。IRIS も IRMS も NFIRAOS という AO 装置に取り付けられる。波長較正、およびフラットフィールド較

正は NFIRAOS の前につけられた NFIRAOS サイエンス較正ユニット (NSCU) で行うことができる。WFOS
は可視波長域 (0.31-1.0µm) において、シーイング限界での多天体分光、ロングスリット分光、撮像を行うことができる装置である。この波長域全域にわたる高透過率、視野 40 分角、波長分解能 1000-8000 を持つよう設計されている。

サイエンス面からの要請と回折限界解像力を達成するために、ファーストライト時の補償光学系 (AO) はレー

ザーガイド星（Laser Gude Star; LGS）を用いた多共役 AO(MCAO) 方式を採用する NFIRAOS という装置が選ばれた。NFIRAOS は TMT のナスミス架台に設置され、望遠鏡からの光の波面補正を行った後で観測装置に出力する 3 つのポートを備えている。レーザーガイド星システム (LGSF) は地球大気中間圏にあるナトリウム層に、NFIRAOS に必要な明るさとビーム性能と投影パターンを持った複数の LGS を作り出す。

図 7.1 に TMT ファーストライト観測装置群を示す。NFIRAOS は-X 側（図の右側）のナスミス台に設置され、IRIS(NFIRAOS の下側のポート) と IRMS(上側ポート) が接続される。WFOS はナスミスの-Y 側 (図の左側) に設置される。レーザーシステムは－ X 側の高度軸に配置される。レーザービームは望遠鏡の高度構造に沿って運ばれ、TMT 副鏡の裏側にある発射望遠鏡から空に出射される。

図 7.1: TMT のファーストライト観測装置群。主鏡中央部に設置される第 3 鏡を調整することで観測装置を切り替えることができるよう工夫されていて、高い効率での観測を実現する。

7.2

ファーストライト AO

7.2.1

補償光学系

補償光学という言葉がこれまで何度か登場してきたが、補償光学は TMT を理解する上で非常に重要な概念であるため、ここでは本書で触れる範囲で補償光学の概要の説明をする。

7.2. ファーストライト AO

97

地上から行う天体観測は地球大気を通して天体を観測するため、何かしら大気の影響を受けることになる。

可視赤外天文学では、宇宙からやってきた天体からの光は地球大気を通る際に、大気の密度分布に起因する屈折率の非一様性により波面が乱されるため、たとえ望遠鏡光学系が完璧であったとしても得られる天体像はぼ
やけてしまう。この天体のぼやけのことをシーイングという。この天体像のぼやけをなくし、地上にいながら

望遠鏡光学系で決まる結像性能（つまり回折限界の性能）を引き出すのが補償光学系の役割である。補償光学の機能を一言で言うと、明るい光源からの光を地球大気を通して観測し、その波面を測定して、リアルタイム
で波面の形状を補正することで大気の影響を取り除く、ことと言える。波面の測定と補正の速度における技術的な困難から、現在稼働している補償光学系は可視光で波面の測定を行い、波面が補正された赤外光を用いて天体観測を行う。望遠鏡の回折限界の性能が得られるとき、望遠鏡の回折像の大きさ、つまり空間分解能は望遠鏡の口径に比例し、望遠鏡の感度は口径の 4 乗に比例するため、補償光学は TMT のような超大型望遠鏡には必須の技術である。

−∞⇜∞⇒⇊⇯଩䝺䞊䝄䞊㏦ಙᮃ㐲㙾aa䠖䝎䜲䜽䝻䜲䝑䜽䝭䝷䞊
図 7.2: レーザーガイド星補償光学系の概念図。レーザーガイド星補償光学系は通常、（１）レーザーシステム
で生成したレーザーをレーザー送信望遠鏡から打ち上げ、ナトリウム層にレーザーガイド星を作るレーザーガ
イド星システム、（２）波面の測定、計算、補正を行う補償光学装置、（３）全システムを統合し自動制御する
ソフトウェア、で構成される。

上述のように、補償光学には「波面の情報を得るための明るい光源」が必要だが、その光源の一つとして星の光（完璧な平面波面）を使用する。星の光を利用した補償光学のことを、自然星補償光学（Natural Guide Star

Adaptive Optics; NGS AO）と呼ぶ。しかし、補償光学は数 100～1kHz の速さで波面を測定するため、使用できる星は非常に明るい物に限られ、したがって補償光学を利用できる天域は限られてしまう。この欠点を克服

し、補償光学を利用できる天域を画期的に広げたのがレーザーガイド星補償光学（Laser Guide Star Adaptive

Optics; LGS AO）である。レーザーガイド星補償光学の概念図を図 7.2 に示す。レーザーガイド星補償光学で

第7章

98

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図 7.3: （左）単一共役補償光学の概念図。（右）多共役補償光学の概念図。
は、望遠鏡から波長 589nm に調整されたレーザーを打ち上げ、地球大気中間圏にあるナトリウム層のナトリ

ウム原子を励起し、人工的な星（レーザーガイド星）を作り上げる。レーザーガイド星からの光は地球大気を通過する際に波面が乱され、望遠鏡によって集光される。集光された「歪んだ波面」を持つ光は、光路内に 45度に置かれたダイクロイックミラーによって反射され、波面センサーによって波面形状が測定される。制御系
は測定データから波面の形状を推定し、表面形状を変えることのできる鏡（可変形鏡）を制御して波面を補正する。波面センサー、制御系、可変形鏡は閉ループになっており、数 100～1kHz の速さで制御を行う。一方、目的の天体からの光は可変形鏡で波面が補正され、ダイクロイックミラーを透過し、観測装置へと導かれる。
レーザーガイド星補償光学系の最もシンプルな構成は、図 7.2 で示したように、レーザーガイド星、波面セ

ンサー、可変形鏡をそれぞれ一つずつ持つ構成であるが、この場合、補償光学が効く天球上での範囲（=波面が補正される範囲）はレーザーガイド星の方向から大体 20 秒角程度である。これは、図 7.3 に示すように、レー
ザーガイド星からの波面が通過する大気と目的の天体からの波面が通過する大気が異なるためである。この欠点を克服し、より広い視野に渡って波面を補正できる補償光学系が幾つか提案されたが、その一つが多共役補償光学系（Multi-Conjugate Adaptive Optics; MCAO）である。多共役補償光学系は図 7.3 に示すように複数のレーザーガイド星を用いることで波面が通過する大気の体積を増やし、個々のレーザーガイド星の波面デー

タを組み合わせることで、大気の 3 次元的な大気の屈折率分布（大気の擾乱）を求める（トモグラフィ）。また、複数の可変形鏡を異なった高度の光学的共役位置に配置することで、複数の高度における大気の擾乱を補正することができる。この大きな体積に渡る波面測定と複数の高度における波面補正を組み合わせる事で、広い視野 (以下で説明する NFIRAOS の場合は直径 2 分角) に渡って補償光学を有効にすることができる。

7.2.2

NFIRAOS

補償光学装置である NFIRAOS を構成する要素は、レーザーガイド星用波面センサー、可変形鏡、リアル

タイム制御装置 (RTC)、光学系、機械系、制御電気系、筐体と支持構造である。近赤外の低次波面センサー(OIWFS) は NFIRAOS に接続される観測装置側に搭載され、NFIRAOS には含まれない。光学系、機械系、
波面センサー、可変形鏡は、温度制御された筐体内に構成される。

NFIRAOS に対する要求仕様は、性能と技術/設計の両者を加味して検討されたファーストライト AO へのトップレベル性能要求から決定された。主要な要求仕様を以下に示す。

• JHK バンドでの透過率は 85%以上• 自身からの熱輻射が、空と望遠鏡からの熱輻射の 15%以下になるように-30 ℃で運用する。
• 直径 2 分角の視野

7.2. ファーストライト AO

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図 7.4: NFIRAOS の詳細機械光学系設計• 焦点面での像面湾曲は時間依存性のないこと• 地上から 0 および 11.2km の高さに光学共役した 2 つの可変形鏡 (DM) を用いた 60 × 60 素子の波面補正。
• 6 つの 60 × 60 素子のレーザーガイド星 (LGS) 波面センサー (WFS)；1 つは軸上、5 つは 3500 半径の 5 角形上。
• 12 × 12 素子のナチュラルガイド星 (NGS)「真」波面センサー• tip/tilt か tip/tilt/focus を選択できる観測装置内近赤外波面センサーが 3 つ。
• 800Hz のリアルタイム制御• 閉ループでの AO を試験するための NGS ＆ LGS 星シミュレータおよび大気擾乱シミュレータ
NFIRAOS はさらに、NGS AO のための 60 × 60 素子の波面センサーも備える。また装置組み上げ、立ち上
げ、初期運用の期間には、性能評価とデータ取得の信頼性確保のために 2000 の視野を持つ高分解能 WFS+IR
カメラを 3 つのポートのうちの１つに取り付ける。NFIRAOS には厳しい要求仕様が課せられている反面、その設計は基本的には現存の AO 技術およびその進化に裏付けられており、現在稼働中の AO システムと多くの面で似ている。

NFIRAOS は自身の光学系からの熱放射の影響を低減するために-30 度に冷却した恒温槽筺体に組み立てられる。図 7.4 に恒温槽筐体内に組まれる NFIRAOS 光学系を示す。NFIRAOS のサイエンス光学系は、4 つの軸外し放物面鏡 (OAP) と 2 つのコリメート光の中に 1 つづつ配置される DM で構成される。焦点面での歪曲を減らし、透過率仕様を満たすために反射面を減らし、全体サイズを要求内に納め、製作が難しい凸双曲面を避けるために、このような設計になっている。

NFIRAOS の設計・製作・実験室組み上げと試験・納入・TMT における試験観測に至るまでは、カナダ国家研究会議のヘルツブルグ・天体物理学センター (HIA) が、全責任を負う。DM、波面センサーカメラ、波面センサー読み出し回路、リアルタイム制御装置は TMT が別途調達し、組み上げ時に HIA に支給される。また、

IRIS と AOESW も NFIRAOS の実験室組み上げ・試験時に支給される。
NFIRAOS は 2011 年 12 月に、外部評価委員による審査を経て予備設計フェイズを完了した。評価委員はHIA と TMT に対し、NFIRAOS の優れた性能を強調するとともに「IRIS と IRMS を備えた NFIRAOS は
ELT 時代において極めて競争力のある装置となるだろう。リスク・スケジュール・コストは妥当かつ十分達成
可能なものだ。」とコメントしている。

第7章

100

観測装置

NFIRAOS は現在最終設計フェイズに入りつつある。すべての AO 構成品 (波面検出器、波面補正器、波面補正器制御回路、リアルタイム制御回路、など) のプロトタイプの製作が進められ、この先数か月においては、
熱制御筐体、いくつかの光学系・機械系構成品についてもプロトタイプの製作が予定されている。建設フェイ
ズでは、7 年にわたる最終設計、製作、組み上げ、試験、納品、試験観測が予定されている。組み上げには、マウナケアへの輸送前の HIA および試験施設における実際の組み上げ、較正、IRIS を接続した上での試験などが含まれている。

NFIRAOS は卓越した測光とアストロメトリで魅力的なサイエンスを可能にすると期待されてる。

7.2.3

レーザーガイド星システム (LGSF)

レーザーガイド星システム (LGSF) は地球大気中間圏ナトリウム層に人工的なガイド星を生成し、その明

るさ、ビーム性能、投影パターンは NFIRAOS および将来的な AO に対する要求を満たすものになっている。

LGSF の主要な仕様、技術、設計概念は以下の通りである。

• 3 つから 8 つの LGS から構成される、半径 35-51000 の投影パターンを 4 種類生成することができる。さらに半径 5-51000 の 9 つ LGS から構成される投影パターンのオプションを持つ。

• レーザー出力は 25W/LGS(D2a/D2b 再励起用 20W) で、システムに渡る透過率は 0.75 以上。
• ビーム質 M2 = 1.43
• 単独ポインティング精度は RMS で 100 、安定性は 50masRMS。
• 98%の円偏光• 直径 0.4m のレーザー発射望遠鏡 (LLT) を M2 の裏面に設置。
• レーザー発生装置から LLT までは従来型のビーム伝送光学系 (ファイバーではない)
これらの要求は、詳細な AO 性能シミュレーション (投影パターン定義、レーザーガイド星の出力とビーム

性能、LLT の口径) と、設計および技術における得失評価 (ビーム伝送技術、レーザーシステムの設置、発射設備、など) の両方から定められた。

LGSF はレーザーシステム（図 7.5 参照）、ビーム伝送光学系 (BTO) とレーザー発射望遠鏡 (LLT)、レー
ザー安全装置の 3 つのサブシステムからなる。
レーザーは TMT 主鏡に面した-X 高度ジャーナルの内側に取り付けられる。これは改良された小型で軽量で堅固な 25W レーザーを使うからこそ実現できる。レーザーの出力にあたっては、レーザービームは 3 × 3 のコンパクトな並びにフォーマットされ、高度ジャーナルから (-X,Y) 斜柱、そして+Y トライポッド脚部を通って望遠鏡塔頂部に伝送される (図 7.5 参照)。ビーム伝送光学系には 1 ビームあたり 4 つの固定鏡と２つの操作鏡が使われ、どの高度でもどの運用温度にも対応できる。レーザービームごとに、3 つのリレーレンズによってレーザー出力からレーザー発射望遠鏡の入射瞳に再結像される。

LGSF のトップエンドを図 7.5 に示す。ここには光子の帰還率を最大化するための円偏光ビーム生成器、ビー

ムの整列や質をモニターする装置、ビームダンプ、tip/tilt 補正にアップリンクするための高速操作鏡、投影パ
ターン生成器、投影パターン回転器、レーザー発射望遠鏡、レーザーガイド星データ取得システムなどの構成品がある。

TMT のレーザー安全システムは Keck と Gemini のそれをモデルとしている。飛行物検出システム、近隣望遠鏡からのビームとの交差を避けるためのレーザー運用コントロールシステム、飛行物検出時・ビーム交差

時・あるいは LGSF/AO の不測のエラーに対応するレーザー緊急停止システム、などから構成される。LGSF

はレーザービームから人・装置・飛行物を即座に守るための高速かつ高出力シャッターを備えている。地球周回の衛星を保護するためのシステムも、Keck や Gemini で用いられている US LGS AO システムを改良したものと同様なものを用いることができるはずである。

7.2. ファーストライト AO

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図 7.5: (左) 高度ジャーナルに設置された LGSF(右)TMT 副鏡裏に位置する LGSF トップエンド。

中国成都の光学電子研究所 (IOE) が LGSF の設計、製作、実験室組み上げ、試験、最終立ち上げ、試験観測にいたるまですべての責任を担う。レーザーそのものは TMT から調達され、LGSF のサブシステムと組み上げを行う際に IOE に支給される。

LGSF は概念設計フェイズを終え、予備設計フェイズに入った。レーザーのプロトタイプ製作が行われており、ビーム伝送光学系のいくつかの構成品のコーティング試験も成功した。IOE と TMT はスケジュールの余裕を取るために、建設期に入る前に LGSF の予備設計を完了させる予定である。設計、製作、組み上げ、試験、納品、立ち上げ、試験観測に 6 年間が必要であり、1 年の猶予を考慮してある。

TMT の LGSF の設計は基本的には現在運用中の望遠鏡で用いられているレーザーガイド星システムと多くの面で似ており、現存で実現されている技術によっている。

7.2.4

AO 制御ソフトウェア

AO 制御ソフトウェア (AOESW) は、1) AO システムの動作を司る AO シーケンサー、2) NFIRAOS のリ

アルタイム制御に必要な AO パラメーターを算出する再構築パラメーター発生システム (RPG)、3) NFIRAOSの波面センサーと可変形鏡のデータから、AO 補正のかかった PSF を後処理する PSF 再構築システム、の 3
つのサブシステムから成る。PSF 再構築システムは位置測定、測光観測に重要である。

TMT の求める高い観測効率を複雑な AO で実現するために、全自動の AO シーケンサーが求められる。すべての TMT 観測プログラムは望遠鏡、AO、そして装置の複雑な観測シーケンスに依存するが、このソフト
ウェアは AO 観測の中心的役割を果たす。

AOESW は TMT 観測所標準ソフトウェアに準拠され設計されている。AO シーケンサーは起動、テスト、
較正、観測、シャットダウンなどのシーケンスから成り、動的に実行される。観測シーケンスはさらにサブシー
ケンスとして、データ取得、ノッディング、ディザリング、レーザーの危険回避あるいは AO エラーからの復帰、などを持つ。現在、これらのシーケンスを定義し、RPG/PSF 再構築システムのアルゴリズムを定式化し、3 つの AOESW サブシステムの予備設計を完成させようとしており、TMT 建設フェイズ開始前には完了する予定である。AO 制御ソフトウェアは TMT が観測所ソフトウェアグループと共同で開発を行う。5 年のスケ
ジュール、2 年の余裕をもって、コーディングを完成させ、実験室でのテストと組み込みを予定している。

第7章

102

7.3

予想される性能

7.3.1

補償光学のモデル化と性能評価

観測装置

AO システムのモデル化と性能評価は、個々の効果と誤差要因について古典的な解析的手法を使用する方法と、さらに包括的なシミュレーションとモデル化を行い、高次の効果や異なる要素の相互作用の効果が正しく対処されているかを調べる方法を用いている。これらのシミュレーションは新たに TMT 内部で開発された汎用のシミュレーションコード MAOS を使って行われた。

MAOS は単一共役 AO、多共役 AO、レーザー断層撮像 AO、接地層 AO、多天体 AO システムのシミュレー

ションを行う事が出来る。MAOS 内部で取り扱う事ができる現象、構成要素、制御システムには以下がある。

• カルマンスペクトルを持った多層大気擾乱と凍結流時間力学• 望遠鏡光学系、観測装置、AO システムを模した波面の振幅と位相の層• 物理光学でモデル化したレーザーガイド星とナチュラルガイド星のシャックハルトマン波面センサー。
LGS WFS のモデルには、大気の擾乱を通したレーザービームの打ち上げ、大気中のナトリウム層の鉛直方向分布、NFIRAOS で使用される極座標型 CCD の実際のピクセルの形、が含まれる。

• WFS ピクセル値の処理、波面再構成、NFIRAOS のリアルタイム制御（RTC）で使用される時間フィル
タリングのアルゴリズム• NFIRAOS で使用される可変形鏡のアクチュエータの影響関数、可動範囲の制限、ヒステリシス特性の正確なモデル化

これらの特徴を使用して、MAOS は open-loop の場合、closed-loop の場合の波面誤差をサイエンスの目的に応じて広がった視野に渡って時間系列でシミュレートし、PSF を AO のシステムパラメータと環境のパラメータの関数として生成できる。

7.3.2

NFIRAOS の性能

図 7.6 は目的とする天体が子午線通過をする時に、RMS 波面誤差が 191nm 以下（波長 2.2µm での回折限界との比 74%）である確率を、天体の銀緯と銀経の関数として表示している。確率は一貫して、ORD の定める

「銀極方向のガイド星密度の時、天頂方向で 50%の確率」よりも良い値になっている。

7.4

AO 技術の完成度

7.4.1

AO システムの完成度

近年 2 つの独立した 8m 望遠鏡において、MCAO の実現可能性が十分に証明された。ESO VLT にあるMCAO デモンストレーター (MAD) は 8 × 8 の NGS MCAO システムで、2 つの可変形鏡、3 つの NGS 波面センサーを持ち、2 ′の視野を持つ。2007-2008 年にかけて MAD はテスト観測を行い、理論的予測に合致する
すばらしい結果を得た。2 ′の視野にわたる K バンドにおける像質の一様性は、これまでの単一共役 AO を遥かにしのぎ、GLAO で得られるシーイングよりもはるかに高い分解能を得た。

最近では、南 Gemini 望遠鏡の MCAO(GeMS) システムが 2011-12 に立ち上がり、8500 ×8500 の視野において H バンド（1.65µm）で 50 ミリ秒の回折限界を達成し、ストレール比=35%を得た。GeMS はガイド星の鏡
筒中央からの投影、レーザーとナチュラルガイド星を組み合わせたトモグラフィック波面再構成、など TMTの NFIRAOS,LGSF と同じ重要な設計要素を含んでいる。

7.4. AO 技術の完成度

103

図 7.6: 任意の天域において、南中時に 17 秒角の視野に渡って波面誤差が 191 nm 以下になる確率として表し
た NFIRAOS の補償範囲。この性能は ORD の必要条件である、「銀極方向の星密度に対して、天頂角 0 度の時に 50%の補償範囲を持つ」条件を満たしている。確率の低い領域（青色）の多くはマウナケアから観測できない天域である。

それでもなお、TMT では中間圏ナトリウム層の厚みや時変化を考慮した LGS 波面測定など、いくつかのチャレンジングな技術を目指している。TMT の LGSF、NFIRAOS 波面センサー、リアルタイム制御アルゴ

リズムなどの設計は、このようなさらに進んだ技術を考慮した上で行われている。その技術とは以下のようなものがある。

• ガイド星の歪みをなくすための鏡筒中央からのレーザー投影• ノイズによる測定誤差を最小に抑えるための WFS 最適化処理• 波面再構成に悪い影響を与えるナトリウム層の時変化を追うための RTC プロセス
• WFS 検出器の画素数を最小に抑え、読み出し速度を上げるための極座標 CCD(PCCCD)。これが実現す
れば、読み出しノイズを抑え読み出し回路のコストや不定要素を減らすことができる。
TMT は、AO の構成要素の開発とは別に、設計開発フェイズにおいて上記のシステムレベルにおける課題を解決するために、広範囲に渡る実験室及び屋外試験を支援してきた。1 つには、カナダ・ブリティッシュ・コ

ロンビア大学における大天頂望遠鏡を利用したライダーシステムの試験であり、小さな望遠鏡では測定不可能な空間的・時間的スケールにおけるナトリウム層の時変化の統計データを取得した。

もう 1 つには、これらの測定データは、ビクトリア大学の LGS 実験室において、WFS プロセスアルゴリズ

ムの開発に用いられている。これらの試験を通じて、これらのアルゴリスムの性能の解析的な予測値を確認し、ナトリウム層の構造変化をリアルタイムで追えることを実証した。またシミュレーションを用いて、ナトリウ

ム層に突入した隕石による突発的事象が起きても、制御の不安定性や AO の性能劣化を引き起こさないことを確認できた。

7.4.2

AO 構成品の完成度

TMT ファーストライト時の MCAO は、現存の望遠鏡で運用されている AO システムと多くの点で設計思想が似ている。この性能をさらに引き上げて 30m 望遠鏡の要求仕様を得ることは決して容易なことではないが、ナトリウム層のレーザーガイド星、波面補正、リアルタイム制御など、その設計は基本的に現存の構成品
や技術の延長上にある。

第7章

104

観測装置

図 7.7: (左図)：TIPC ナトリウム層ガイド星レーザーのプロトタイプ。(右図)：Toptica/MPB ナトリウム層
ガイド星レーザーのプロトタイプ。

7.4.3

ナトリウムガイド星レーザー

TMT ファーストライト時のレーザーガイド星システムは 6 つの 25W(20W+D2a/D2b の再励起) ナトリウ
ムガイド星レーザーを用いる。これらは高いビーム質、高いカップリング効率、高い信頼性を持ち合わせ、望遠鏡姿勢変化や厳しい観測所環境に対応している。

TMT は中国北京の物理化学技術センター (TIPC) における 20W クラスのレーザー開発を支援している。これはパルスレーザーで、特に NFIRAOS の波面センサーと併用する際にレイリー後方散乱を除外する利点を持っている。TIPC レーザーは固体レーザー 1319nm と 1064nm の和周波発生器 (SFG) による波長 589nm のレーザーである。このレーザーの最初のプロトタイプ (図 7.7 参照) は 2010 年末に製作され、2011 年春に中国において試験観測が行われた。TIPC レーザーのシミュレーションは TMT との契約のもとロチェスター・サ

イエンティフィックが行い、プロトタイプのパルスフォーマットや光子帰還効率の最適化を行った。D2a/D2bの再励起のオプションを含む最適化された新しいプロトタイプが TIPC で組み立てられている。この新しいプロトタイプの性能は、2012 年夏の間に、ブリティッシュ・コロンビア大学 (UBC) のライダー装置を用いた試験
観測で評価される予定である。ロチェスター・サイエンティフィックのシミュレーション結果に基づくと、このプロトタイプの性能は CW レーザーや TMT の要求仕様に近いものである。建設期が始まる前に、さらに設計やシミュレーションを詰め、このレーザーに関するすべての技術的リスクを回避する予定である。したがって３年をかけて 6 台+1 台スペアの TMT ファーストライトレーザーを設計・製作・試験・納品する予定である。うち 1 台については、LGSF の組み上げのために IOE(LGSF 製造メーカー) に納品される。

TIPC における作業に並行して、TMT はヨーロッパ南天観測所 (ESO) の VLT のための新しいガイド星レー
ザーシステムの設計とプロトタイプ開発にも参加している。ESO は VLT 用の４台+スペア 1 台の 20W クラスのレーザーの開発を、ドイツのトプティカとカナダの MPB に委託した。トプティカ/MPB レーザーは、連続
波 (CW) レーザーで、1178nm レーザーから第２次高周波発生 (SHG) 変換を行うラマンファイバーという新しい技術を用いている。このレーザーのプロトタイプ (図 7.7 参照) は平均 23W の出力を持つ。トプティカ/MPB
レーザーはすべての TMT 要求仕様、特に光子回帰に関する仕様を満たし、TMT レーザーのバックアップとして検討されている。

7.4. AO 技術の完成度

105

図 7.8: (左)CILAS 6 × 60 プロトタイプ DM のアクチュエータ。(中央)

断面図(右) CILAS

tip/tilt ステージのプロトタイプ。

7.4.4

可変形鏡と tip/tilt ステージ

CILAS DM11.2 の最終デザインの

NFIRAOS は 30 ｍ開口における 60 × 60 素子の波面補正を実現するために２つの高次可変形鏡 (DM) を使用する。これらの可変形鏡ではピエゾのアクチュエーターが使用され、室温および −30◦ C の稼働温度の両方において長ストロークと低ヒステリシスを達成しなければならない。TMT は製造メーカーとして CILAS を選
び、CILAS は 2006 年に既に 9 × 9 素子の小型 DM で低温性能を達成している。現在 CILAS において設計・試作が重ねられ、以下の目標のもとに 6 × 60 素子の DM の設計・製造・組み立て・試験を目指している（図 7.8）。

• 大型 DM に関して、ピエゾの振動、アクチュエータの電気接点設計、鏡の整形安定性などの低温動作時のすべての問題点を解決する• 大型 DM の正確な有限要素モデルの開発と評価• 最終設計レベルの DM の開発
プロトタイプと最終 DM デザイン両方についての設計作業は CILAS で完了し、CILAS では新しい試作を行っている。アクチュエータの予備テストは非常に有望なものであり、低温環境下でのストロークとヒステリ

シスは要求仕様を満たすものであった。この新しいプロトタイプは HIA へ送られ、そこで開発された DM 制御
回路のプロトタイプと組み合わされテストをする予定である。新しい DM 制御回路は、チャネル数、パッケー
ジ、電力損失などの NFIRAOS の要求に合うことが求められており、32 チャネルのプロトタイプ回路が HIA
で既に開発され試験されている。

NFIRAOS には、視線方向を安定化させるための tip/tilt ステージ (TTS) があり、これは、瞳における波面の傾きを補正し、波面センサーや装置のコールドストップにおける像移動を防ぐように地上と共役な DM の台として働く。この方法を使えば、独立した tip/tilt 鏡を入れることにより余計な光学系が増えることもない

が、TTS に対する要求は他のシステムに対するものと大きく異なる。特に、重量 (約 40kg)、開口 (30cm), ア
クチュエータ数 (3125) は、今日のどの DM+TTS のものよりも大きい。CILAS は現在、フルスケールの TTSの試作を行っている。このプロトタイプに疑似荷重と配線を加え、ストローク、精度、バンド幅に関するすべての要求仕様を、室温と −30◦ C の両方で試験している。20Hz のバンド幅要求は超えることができ、90-100Hzの結果を得ている。

TTS は現在 HIA にあり、さらなる特性評価が行われている。その後 TTS は CILAS に戻され、建設期までには制御回路、制御ソフト、機械的インターフェイスが最終仕様に向けて改良される予定である。
新しい DM、及びその制御回路のプロトタイプの完了とともに、NFIRAOS の波面補正器としてのすべての技術的課題は解決したと考えることができる。スケジュール上の余裕を考慮して、CILAS とは 2013 年に

NFIRAOS DM の製造図面の製作に関する契約を結び、建設期の少なくとも 6 か月前にあたる 2014 年始めに

第7章

106

観測装置

は製作を開始する予定である。TTS に搭載された DM は、契約後 3.5 年以内に HIA に納入され、その 1 年後

2 台目が供給される。

7.4.5

リアルタイム制御装置

ファーストライト AO のリアルタイム制御装置 (RTC) はもっとも難しい AO 技術の 1 つである。高次レー

ザーガイド星と低次ナチュラルガイド星の波面センサーにおけるリアルタイム画素処理、トモグラフィー波面
再構成（35k×8k 回の波面演算を 800Hz で処理することが要求されている）、波面補正器のアクチュエータ制

御計算、および大気状況や観測条件の変化に応じてこれらのアルゴリスムをリアルタイムに最適化する、などの要求が挙げられている。また波面補正器、波面センサーの遠隔測定データを取り込んで、最終的な PSF を評価しなければならない。RTC への要求仕様は今日の AO 制御システムのそれを大幅に上回るものである。

メモリーや計算処理への要求は、従来型の手法を用いる最も強力な AO のものを少なくとも２ケタも上回るものであり、革新的な波面再構成アルゴリズムや新しいハードウェアの導入が必要である。

TMT は AO RTC のメモリや計算処理への負荷を下げるために、計算能力が速く革新的なアルゴリズムの開発をいくつか行ってきたが、概念設計段階でのハード・ソフト設計思想を確立するために、２つの概念設計を進めている。1 つは、モンタナ州立大学との共同でオプティカルサイエンス社 (tOSC) の提案にあるもの、もう 1 つはドミニヨン電波天体物理学観測所 (DRAO) がリードするもので、HIA、リアテック社、ビクトリア大学が協力している。両者とも、TMT が規定する処理アルゴリズムを用いたモジュール化と並列処理に優れたハードウェアを開発した。提案されている設計は、現存する FPGA(書き換え可能なセミカスタム集積回路)と DSP(デジタル・シグナル・プロセッサ) を用いている。現在 TMT/HIA/DRAO で、GPU の評価と FPGAを用いたマルチプロセッサボードのプロトタイプを製作中である。次のステップとして TMT 建設期の開始ごろには予備設計フェイズに入りたいと考えている。RTC の開発には 4.5 年を要し、3.5 年後に必要最小限の機能を備えた最初のユニットが納品されれば NFIRAOS の中で順調に組み込まれていくであろう。

7.4.6

レーザーガイド星波面センサー

ファーストライト AO システムである NFIRAOS の 6 台のレーザーガイド星 (LGS) 波面センサー (WFS)

は、フレームレイト 800Hz で 60 × 60 配列の波面エラーを正確に測定しなければならない。レーザーガイド星の波面センサー上での像は、センサーの端では同心円状に伸びる。

LGS WFS は引き伸びた像を最小の画素数で検出するために極座標 CCD(PCCCD) を使用する。PCCCD の
配置は、LGS シャックハルトマン WFS のレンズレットそれぞれの下に小さな画素区間があり、それぞれの区間の画素の数と向きは、ガイド星像の延びを考慮して決められている。米国国家科学財団 (NSF) の AO 開発プロ
グラム (AODP) による基金のもと、Keck 望遠鏡と MIT Lincoln Laboratory (LL) によって、PCCCD の 1 つの４分円プロトタイプの詳細設計が行われ、同じく同基金によって低ノイズ平面型 JFET 出力アンプの設計と試験が行われた。この PCCCD のプロトタイプ (他のいくつかの CCD の設計とともに) は、TMT/Keck/USAF
研究所の共同出資のもと MIT/LL で製作が進められている (図 7.9 参照)。正面照射 PCCCD の初期テストの結果はなかなか良好で、完全動作、高効率、一様な CTE、最適化前の読み出しノイズが要求読み出し速度において 3-3.5e、などが確認された。フルスケールの PCCCD は MIT/LL において 3.5 年かけて設計・製作が行われる予定である。

分割フレーム転送型の 256 × 256CCD も、PCCCD を製作した際と同じウェーハーで製作が行われた。NGSの波面測定に必要な低い読み出しノイズ (1e) を達成するために平面型 JFET アンプを実装しているため、TMT
ではこの CCD を NFIRAOS の 60 × 60 素子 NGS WFS に用いようと考えている。この検出器の総合評価は2012-2013 年に行われる予定である。

7.4. AO 技術の完成度

図 7.9: (左)PCCCD プロトタイプやその他の CCD を含んだウェーハーの一部
めの PCCCD のパッケージ。

7.4.7

107

(右)

正面照射実験のた

近赤外波面センサー

すでに述べたように、TMT ファーストライト AO システムでは NGS の tip/tilt および tip/tilt/focus 波面

を JH バンドで検出する。これは、K/M スペクトル型星の数が多いこと、AO システムによって星像が改善されていることから波面測定精度（測定感度）が高くなり、使用できる天域範囲を広げることが理由である。このセンサーの最も難しい要求仕様は、高い量子効率と、中心の狭い領域を毎秒 20-200 フレームという速さで読み出し、低い読み出しノイズ (3e) を実現することである。さらに要求仕様には以下のものが含まれる。

• 正確な位置天文のために、NGS の像は約 4 ミリ秒角の画素サイズで測定されなければならない。
• ガイド星像の導入のために、上記の画素スケールで少なくとも 1k×1k ピクセルの比較的大型の検出器が必要。
• 読み出し回路は検出器上で任意の読み出し範囲を選べ、オンチップディザリングのためにリアルタイム
でシフトできること。tip/tilt/focus 波面測定のためには 4 つの読み出し範囲が選択できることが必要である。
この要求仕様を満たす検出器と読み出し回路として、テレダイン社の H2RG という HgCdTe 検出器と SIDE-CAR と呼ばれる ASIC 読み出し回路が使われることが決まった。コストを抑え、量子効率、読み出しノイズ、
デッド/ホットピクセルを要求にかなったものにするために、2k×2k 検出器の 1/4 を使用する。18µm の画素
サイズが、H バンドでのナイキストサンプリングに丁度合うように WFS の光学系と焦点距離を調整した。量子効率の測定値は、要求波長域全体にわたって 0.8 を超えている。

最近のカリフォルニア工科大学における試験で、H2RG の様々な読み出し方法による読み出しノイズ特性が要求仕様に合うものであることが分かった (図 7.10)。現在の読み出しプランは、1 回の測定ごとに、各読み出

し範囲の中央の 4×4 画素を何回も (50 回以上) 読み出し、外側の部分は 1 回か数回読み出すというものである。
この方法によって中央 4 × 4 ピクセルについては約 3e、8 × 8 あるいは 10 × 10 ピクセルでは 5-10e の読み出し

ノイズを達成できる見込みである。結果的に NGS 像の中央コアにおける閉ループ時の WFS のノイズは軽減され、同時に突発的な擾乱によって星を逃がさないように広い視野をモニターできる。

テレダイン社の SIDECAR 読み出し回路システムは、インド・プネの天文天体物理大学連合センター (IUCAA)

において開発される。読み出し回路システムには、読み出しモードを柔軟に変えられることや、体積、運用温度、電力損失、TMT のソフトウェアインターフェイスとの整合性、という要求仕様が挙げられる。H2RG 検

出器と SIDECAR 読み出し回路は、建設期開始の頃には支給され、時間的な余裕を持って IRIS や IRMS の装置波面センサーとして組み込まれる予定である。

第7章

108

観測装置

図 7.10: ピクセルサンプリングの関数としての H2RG 読み出しノイズ測定値。

7.5

ファーストライト観測装置

前述のように、ファーストライト観測装置として IRIS,WFOS,IRMS の 3 台が選ばれた。これらは TMT 建設費の一部として開発される。観測装置の詳細なコスト見積りは、TMT コスト見積り手法に則って作成され、2011 年のコストレビューで評価された。提案されている TMT 観測装置群についての詳細は、「TMT 観測装

置とその性能ハンドブック」に記載されている。

7.5.1

近赤外撮像分光装置 (IRIS)

IRIS は 0.84-2.4µm の波長域において NFIRAOS とともに機能するよう設計された撮像及び面分光装置である。面分光は、対象天体を一次元のスリット上に載せて行うスリット分光と異なり、撮像で得られる二次元の空間情報を保持したまま、さらに分光が可能になる観測方法である。つまり二次元の空間情報と波長方向の情報が一度に取得できるため、得られる情報が飛躍的に増加する効率のよい観測方法である。

IRIS は（太陽系内も含む）太陽系近傍から宇宙最遠方まで、幅広い天文現象に対応可能な汎用的な装置である。IRIS は 30m 望遠鏡の持つ可能な限り高い空間分解能と正確な測光分光機能を持ち、回折限界における点源の感度が D4 に比例することを活かした限界等級を達成することができる。現存する 10 m 級の望遠鏡で行われてきた様々な研究について、IRIS の高い空間分解能、感度、位置天文精度を活かすことによって、これまで見えなかった領域の探査、細部の物理現象、精度の良い測定が可能になるであろう。またこれまでにない 30

マイクロ秒角という位置天文精度を達成するために、IRIS は AO で波面が補正された NGS 星の上に正確に置くことができる 3 つの近赤外波面センサーを持ち、NFIRAOS の焦点、非点収差、tip/tilt の非一様性を補正す

る。NGS 星は直径 2 分角視野から選ぶことができ、星の少ない銀極方向においても 50%の確率で NGS 星の位置変動を 2 ミリ秒角以下に抑えることができる。撮像モードでは視野全体にわたって、100 秒程度の短時間露
出では、位置天文精度が 50 マイクロ秒角以下で得られる。また高い空間分解能と感度を達成するために、撮像モードでの全波面誤差は 30nm 以下になっている。

図 7.11 に IRIS の概観図を示す。IRIS は NFIRAOS の持つ 3 つの観測装置取付口の内、下向きの取り付け口に配置される。したがって、常に一定方向の重力を受けるため、装置は構造的に安定した状態で運用される。装置は図 7.11 の上から順に、NFIRAOS との結合部と望遠鏡の追尾に伴う視野回転を補正する回転機構部、IRIS

7.5. ファーストライト観測装置

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図 7.11: 主要コンポーネントを組み込んだ IRIS の断面模型図の視野の中で対象天体を精度良く固定するための低次波面センサー (OIWFS) 部、撮像機能及び面分光機能の光学系、電気回路等が内臓された真空冷却容器部、ケーブル巻取り部から構成される。近赤外域での感度を向上させるため、真空冷却容器内部は高真空に保たれ、液体窒素温度程度まで冷却される。

IRIS の仕様を表 7.2 と表 7.3 にまとめる。IRIS は撮像モードと二つの面分光モードを有している。撮像モードと二つの面分光モードの視野は完全に独立しているため、面分光観測と並行して撮像観測を行うことができる（図 7.12 参照）。

観測可能波長域0.84 − 2.4µm

観測モード

撮像モード, レンズレットアレイ面分光モード, イメージスライサー面分光モード

検出器

Hawaii 4RG 1600 万素子, 撮像モードと面分光モードにそれぞれ一つずつ
表 7.2: IRIS 概要

撮像モードの空間サンプリングは 4 ミリ秒角である。波長 1µm での回折限界が 8 ミリ秒角程度であるため、回折限界の星像を 2×2 ピクセルでサンプルすることができる。検出器は 4k×4k = 1600 万素子を持つ HgCdTe
検出器（Hawaii 4RG）を用いるため、16.400 × 16.400 の視野を一度に観測することができる。光学系は折り曲げ鏡を除き全て透過系で構成されている。大気の擾乱が無い状態における、望遠鏡、AO、IRIS 撮像モード光
学系の波面誤差は 0.84 − 2.4µm の波長域で 30 nm 以下であり、上記の科学的目標から導かれる装置の仕様を満たしている。

IRIS 面分光モードには革新的なハイブリッド設計が施され、高画質が得られるレンズレットアレーと高感度が得られるイメージスライサーの両方によって面分光をすることが可能で、4, 9, 25, 50 ミリ秒角という幅広い空間サンプリングを実現する。レンズレットアレイ方式はレンズレットアレイで空間をサンプルするため、それより下流の光学系で生じる波面誤差は空間分解能に効かない。したがって小さい波面誤差が実現可能で、AO の性能を十分に引き出した高い空間分解能を得ることができる。そのため 4 ミリ秒角と 9 ミリ秒角の空間
サンプリングにはレンズレットアレイ方式が用いられる。4 ミリ秒角の空間サンプリングの時、大気の擾乱が

第7章

110
モード

空間サンプリング (ミリ秒角)

視野 (arcsec2 )

撮像モード

4

16.4 × 16.4

スライサー

50

4.4 × 2.25

25

2.2 × 1.125

レンズレット9

1.01 × 1.15

112 x 128 素子

40.45 × 0.51

レンズレット90.144 × 1.15

16 x 128 素子

40.064 × 0.51

観測装置

表 7.3: IRIS 各観測モードの空間サンプリングと視野

図 7.12: IRIS 視野の位置関係。撮像モードの視野は望遠鏡の光軸上に位置しており、二つの面分光モードの視野は望遠鏡光軸から 18 秒角離れた位置にある。直径 2 分角の視野は、OIWFS の 3 つのプローブが低次波面補正用の星を選択するための領域である。

無い状態における、望遠鏡、AO、IRIS レンズレット面分光モード光学系の波面誤差は 0.84 − 2.4µm の波長域で 30 nm 以下であり、撮像モードと同様に装置の仕様を満たしている。一方、イメージスライサー方式は検出器受光面を有効に利用することができるため、波面誤差に対する制限が緩くなる 25 ミリ秒角と 50 ミリ秒角の空間サンプリングに用いられる。イメージスライサーモードは広い視野を必要とする観測に適している。また、波長範囲は限られるが、より高分散分光 (最大 R=10000) も可能である。レンズレットアレー／イメージスライサーモードの選択は、分光器内で像分割の部分を変えるだけでモードの切替えができ、前置光学系、カ
メラ、検出器を共通にすることでコストやリスクを軽減している。

レンズレットアレイモードでは 112×128 素子と 16×128 素子の二種類のレンズレットアレイの素子数を選択可能である。112×128 素子は視野を広くとれるが、波長範囲が狭くなる。一方、16×128 素子は視野は狭い
が、波長範囲を広くとることができる。イメージスライサーモードでは波長範囲は視野によらず波長分解能だけで決まる（つまり、波長分解能を高くすれば波長範囲は狭まる）。イメージスライサーモードでは、波長分解

能 (R = λ/∆λ)4000 で 1 つの広帯域フィルターの波長範囲を一度の露出で観測することができる。レンズレッ
トアレイモードでは、16 × 128 素子を用いると R=8000 で 1 つの広帯域フィルターの波長範囲を一度の露出で観測することができ、R=4000 を用いると２つの広帯域フィルターの波長範囲（例えば H バンドと K バンド）を一度に取得することができる。

IRIS サイエンス＋装置チームに加わっている組織は、カリフォルニア工科大学、UC(LA, Irvine, SC, Berkeley),7.5. ファーストライト観測装置

111

HIA, NAOJ である。装置 PI は James Larkin (UCLA) と Anna Moore(カリフォルニア工科大学) で、プロジェ
クトサイエンティストは Shelley Wright (トロント大) である。IRIS の設計は、すばる望遠鏡/MOIRCS、すばる望遠鏡/HiCIAO、Keck 望遠鏡/OSIRIS、Keck/MOSFIRE、Gemini/GPI といった、高精度大型観測装置
における技術の上に立っており、リスクを大幅に軽減している。IRIS の実現可能性の検討は完了し、2006 年

3 月に外部評価が行われた。2011 年 12 月には概念設計が完了し評価された。その後、波面センサープローブ、
グレーティングターレット、ADC 光学系などのプロトタイプ製作・評価が 2012 年に行われている。IRIS の詳
細については http://irlab.astro.ucla.edu. を参照されたい。

7.5.2

広視野可視分光器 (WFOS)WFOS は WideField Optical Spectrometer の略で、広い視野において可視波長域の分光ができる装置という広義の意味を表す。TMT が目指す科学的目標には可視光領域でのサーベイ観測に基づくものがいくつかある（銀河間空間物質のトモグラフィー、近傍銀河のステラーダイナミクス、楕円銀河でのダークマター分布、
局所銀河の星形成史）。このような観測には十分に広い領域にわたって十分な数のターゲットを観測する必要がある。そのためこの装置は広い視野をもち、多天体分光することが可能となっている。

WFOS を実現する現在の装置設計は多天体広帯域撮像エシェル分光装置 (MOBIE) と呼ばれるものである。
MOBIE はカルフォルニア大学サンタクルズ校 (UCSC) とカルフォルニア工科大学 (カルテク) の共同で開発されている。ガイダー波面センサーは南京天文学光学工学センターと中国科学工科大学 (USTC) で設計されている。装置 PI は Rebecca Bernstein (UCSC)、プロジェクトマネージャーは Bruce Bigelow (UCSC)、そしてプ
ロジェクトサイエンティストは Charles Steidel (カリフォルニア工科大学) である。

MOBIE の概念設計は現在進行中だが、複雑な構造は避ける一方で、波長分解能や多天体機能に柔軟性を持
たせ、すべての波長分解能において全可視波長域をカバーしようとしている。MOBIE は撮像分光装置で、可視波長域 (0.31-1.0µm) にわたって、TMT のシーイング限界で非常に暗い天体の多天体分光、ロングスリット
分光、直接撮像を実現するよう設計されている。また現在の 8m 級望遠鏡の多天体分光器をそのまま TMT の大口径に応用するべく、非常に高い透過率 (全波長域で > 30%) を持つよう設計されている。表 7.4 に WFOSの仕様をまとめる。

視野

9.6 × 4.2 arcmin2

観測可能波長域0.31 − 1.0µm

波長分解能

R ∼ 1000, 2500, 5000, 7500（0.7500 幅スリット使用時）

観測モード

撮像, ロングスリット分光, マルチスリット分光

総スリット長9.6 ′
表 7.4: WFOS の仕様

MOBIE の光学系レイアウトを図 7.13 に示す。MOBIE は大気分散補正光学系 (ADC) を備え、天頂距離を考慮して 0.31-1.0µm の波長域全域で色収差を補正する。MOBIE はまた、閉ループ撓み補正システムを持つため、装置回転機構によって装置全体が回転する際の重力による装置の撓みを補正し、一定レベルの像質と較正の有効性を保つことができる。

MOBIE は望遠鏡光軸中心から 5. ′4 離れたところに 9. ′6×4. ′2 の視野を持つ。望遠鏡からの光は、全波長域で用いられる反射放物面（色収差なし）のコリメーターによって直径 300 ミリの平行光になり、ダイクロイッ
クビームスプリッターによって青側 (0.31-0.55µm) と赤側 (0.55-1.0µm) チャネルに分けられる。２つのチャン
ネルにはそれぞれの波長範囲で最適な、グレーティング、フィルター、カメラ、検出器が用意される。

分散素子は反射型平面グレーティングが用いられる。複数のグレーティングを搭載可能で、それらを切り替えることで異なる波長分解能での観測を行うことができる。波長分解能 R ∼ 1000 では一度の露出で 0.308 － 1.0µm

第7章

112

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観測装置

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図 7.13: 光学系、主要コンポーネントを組み込んだ WFOS-MOBIE の装置概念をカバーできる。R ∼ 1000 以外でもプリズムを挿入してクロスディスパーザーとして用いることで、複数次数のスペクトルを取得し、0.31 － 1.0µm を一度の露出でカバーできる。しかしこの場合はスリット長さを短くする必要がある。フィルターを用いて一つの次数だけに限ることにより、ロングスリット分光が可能となる。
撮像モードでは反射型グレーティングの変わりに平面ミラーが挿入される。MOBIE は、技術的に確立された反射グレーティングを赤青それぞれのチャンネルに備え、幅広い用途に適した波長分解能と多スリット化を実現する。一番波長分解能の低い R=1000 では、MOBIE の視野内にある 100 天体以上について、全波長域のスぺクトルが得られる。高分散モード (0.00 75 スリットで R=8000) では、クロスディスパーザーを併用することにより、20-40 天体についてエシェルフォーマットで全波長をカバーしたスペクトルが得られる。ただし、同時に観測できる天体の数は必要なスペクトル次数による。ある波長分解能では、オーダーソートフィルターを使うことによって、狭い波長範囲において同時分光天体数を増やすことができる。1 つのチャンネルで 1 つの次数しか必要なければ（クロスディスパーザーを使わなければ）、全視野をフルに使った 9. ′6 もの長いロング
スリット分光が可能である。つまりサイエンスターゲットに合わせて最適な波長範囲、多天体数、波長分解能の組み合わせを選べるわけである。また将来的には、IFU 機能、狭帯域撮像のためのチューナブルフィルターを備える可能性や、グランドレイヤー AO への拡張なども考慮して設計されている。

MOBIE の概念設計は現在の 6.5m あるいは 10m 級望遠鏡で用いられ運用されている装置に立脚している。

例えば、軸外し放物面反射鏡を用いたコリメーターの設計は、最初に Keck 望遠鏡の LRIS、次いで Keck の
DEIMOS や ESI でも用いられている。多天体エシェルフォーマットの概念は、マゼラン望遠鏡の IMACS で最初に用いられた。ダイクロイックによって赤と青のチャンネルに分ける手法はケックの LRIS,VLT の UVES、マゼランの MIKE、LBT の MODS など多くの分光器で用いられている。MOBIE は新しくユニークな設計であるが、既に確立した技術に支えられていると言える。

7.5.3

近赤外多天体分光器 (IRMS)

ファーストライト時に近赤外線で多天体分光ができることも非常に重要であろう。宇宙で最初に誕生した天体は銀河などの形成や進化を議論するために重要だが、JWST や ALMA で検出されるそれらの天体は近7.5. ファーストライト観測装置

113

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図 7.14: Keck 望遠鏡に搭載される MOSFIRE。
赤外で非常に暗いスペクトルを取得する必要があり、かつ天体数を増やすことが必須である。SAC は当初、

MOAO を用いた多天体 IFU システムを開発すべきと主張をしていたが、これは非常にリスキーでファースト
ライト観測装置としては高価になると判断された。しかし、偶然にも現在 Keck で開発が進む MOSFIRE という近赤外多天体分光装置（図 7.14）のコピーを作れば、その代価装置としての役割を果たすことがわかった。

MOSFIRE は Keck においてシーイング限界装置であるが、TMT に取り付けると回折限界の装置になるため、安全かつ適度なコストで TMT の能力を引き延ばすことができる。NFIRAOS を広視野に最適化することで、IRMS の直径 2 分角視野に渡って狭いスリット (160 ミリ秒角) に入る光の量を 1 ケタ増加させることができる。
NFIRAOS+IRMS の組み合わせによって、K-バンドにおける 80 ミリ秒角内に含まれる光量はシーイング限界の観測に比べ 6 倍になると考えられる (図 7.15)。
MOSFIRE は KeckI 望遠鏡の f/15 カセグレン焦点用に開発された近赤外多天体分光装置である。これはTMT ナスミス焦点と同じ f 比であり、MOSFIRE の設計を変えることなく NFIIRAOS の 2 ′直径の視野にもうまく適合する。波長域は 0.95-2.45µm をカバーし、波長分解能は 0.00 16 スリット幅で R=4660 まで高くできる。

MOSFIRE は冷却スリットマスクユニット (CSU) を持つが、これはもともと JWST の NIRSPEC のバックアップ用に開発されたものである。MOSFIRE を TMT に取り付けた場合の空間ピクセルスケール 50 ミリ秒と CSU のスリット長さ (マスクバーによって構成される) は SRD に定められた仕様によく一致する。多天体機能としては、マスクバーを編成することによって NFIRAOS の視野内に 46 本のスリットを配置することができ、2.00 4 長さのスリットを連続的につなげることも可能である。スリットの幅と位置はリアルタイムで変更可能である。

TMT の IRMS はロングスリット分光や撮像の機能も備え、NFIRAOS の視野全面にわたって、33-60 ミリ

秒 (2µm における回折限界の約 2-4 倍) の空間分解能を持つ。また撮像・分光どちらでもシーイング限界装置としても用いることができ、NFIRAOS の可変形鏡を平坦にすることで AO 補正なしにすることもできる。表7.5 に IRMS の仕様をまとめる。
図 7.15 に NFIRAOS+IRMS の JHK バンドにおける広視野観測の性能を示す。それぞれ、光軸上 (黒)、中央 1 ′視野 (赤)、2 ′フル視野（青）に最適化した場合で、実線は大気揺らぎと WFS のノイズのみを考慮した場合で、ダッシュ線、点線はそれぞれ装置の組み込み誤差をコルモゴロフ、ホワイト空間スペクトルの分布として表した場合である。最小スリット幅 (ナイキストサンプリング) は 160 ミリ秒で、この場合半径 80 ミリ秒以内の光量に相当する。

第7章

114

観測装置

図 7.15: NFIRAOS+IRMS の組み合わせによって、K-バンドにおける 80m 秒以内に含まれる光量はシーイン

グ限界の観測に比べ 6 倍になると考えられる。

MOSFIRE プロジェクトの詳細については以下のページを参照されたい。
http://www.astro.ucla.edu/ irlab/mosfire/.

7.6

将来観測装置開発計画

7.6.1

概要

新たに強力な観測装置を開発することは、TMT を常に国際的な天文学研究の最前線に立たせるために重要である。表 7.1 で挙げたような観測装置群の機能は TMT のサイエンス遂行のために必要であり、ファースト

ライト後できるだけ早く必要なものとなる。ここで「将来装置」と述べる際には、AO と観測装置、両方を指すことに注意されたい。

TMT のパートナーからは観測装置開発に参加したいという強い関心が寄せられている。これは主にそれぞれのコミュニティにおける科学的関心によって動機づけられている。TMT のパートナーシップは、地理的に遠く離れた世界中の国や組織で構成されており、それぞれに異なる開発手法を持っている。各パートナーは実に幅広い設備や機能を TMT の観測装置開発につぎ込もうとしており、その動機に基づいてサイエンス的にも技術的にも要求を満たすような観測装置開発を目指してさまざまな努力が既に始まっている。

現在行っているファーストライト観測装置群の開発のほかに、いくつかのチームが将来観測装置の設計を始めている。ただし注意しておきたいのは、表 7.1 で挙げた将来装置の概念はすべてが実現されるわけではないことである。これらの概念は 2005-2006 年時の実行可能性の検討に基づいたものであり、SAC においてコミュ

ニティの意向に基づき科学的優先度の定期的な再評価をするうちに、必ず新しいアイデアは出現するであろう。
例えば、日本ーアメリカのチームは TMT の中間赤外エシェル分光器 (MIRES) の概念設計を改訂している。この中間赤外カメラ、高分散分光器、IFU(MICHI) という新しい概念には、撮像機能や低分散分光機能も付加されている。

将来観測装置の開発は TMT 観測装置開発オフィス (IDO) の主導のもと行われる。これは AO と観測装置のエンジニアリングチームで、すべての観測装置開発（日常的なサポートを除く）を管理し、TMT パートナー

7.6. 将来観測装置開発計画

115

視野

2 × 2 arcmin2

ピクセルスケール

0.06 arcsec/画素 撮像、分光観測時空間方向
0.08 arcsec/画素 分光観測時分散方向

スリット数

46 本

スリット長さ2.43 arcsec

波長分解能

R=3270 (0.00 24 slit; 3 画素サンプリング)
R=4660 (0.00 16 slit; 2 画素サンプリング)

一度の露出でカバーできる波長範囲

Y,J,H or K

全域 (視野端を除く)

表 7.5: IRMS のパラメーターの中で中心的役割を果たす。IDO は最初は主にファーストライト装置と初期 AO（すなわち、WFOS, IRIS,

IRMS, LGSF, NFIRAOS）の開発に力を注ぐが、徐々に次世代観測装置と次世代 AO の支援に移行するであろう。

IDO は観測所の運営とは独立した独自の開発予算を持つ。この予算によって将来計画の中のいくつか実現可能な装置を製作し、もっと先進的で複雑な装置の基礎開発を進める。

将来装置の優先順位はサイエンスの目的によって決められるべきであり、従って TMT SAC の責任において判断される。しかし優先順位はサイエンス目的だけでなく、技術的確立度、スケジュール、コストなどすべての情報が SAC における判断につながる。

観測装置の開発プロセスには以下のような段階が考えられている。

• SAC は幅広い TMT ユーザーコミュニティと意見を交換し、目指すサイエンス、技術的確立度、スケ
ジュール、コストなどに基づき、装置の仕様やオプションを議論し、いくつかの装置について優先順位
を決め、TMT ボードに提言する。

• TMT ボードは検討に関わるスケジュール、コスト予定を含めたガイドラインを示す。
• それぞれの装置に対し、２つの検討グループが約 1 年かけて競争的に概念設計を行う。
• SAC はその検討結果に対し装置性能、優先度、オプションに関して提言を行う。
• 観測所とボードは、パートナーシップを考慮した上で、コストやスケジュールに関して装置開発契約を協議する。

• TMT はすべての観測装置について以下に示すマネージメントを行う。
– 観測所システム全体としての親和性を確保する。
– 運用の効率– 信頼性を最大限にし、コストは最小限に抑える。
– 要素開発や検討の共通化を促す– 予算やスケジュールを尊重する
2006 年の TMT 将来装置概念の検討時に装置の段階的な開発のシナリオを立てたが、これに基づいて、TMT運用時の新装置開発に対するおおよその予算措置を決定した。このシナリオは SAC において考案され、理想的な装置性能リスト、その実現順番、完成時期という３つの自由度がある。これらの可能性によって、ファーストライト以前に必要な全予算とその後の年間ごとの予算に与える影響は変わってくる。全装置性能リストは観測所としての将来的な目標やリスク分散にも影響する。例えば、比較的短い期間で完成される小さなプロジェク

第7章

116

観測装置

トは、先進的で複雑な装置に比べて低コストで実現できる。装置の完成時期は、現実的な立ち上げプランにも注意を払って決めるべきである。SAC における望ましいシナリオは、2.5 年ごとに新しい装置が 1 台完成されるというもので、年間 2120 万$(2010 年のレート) の予算が必要となる。このシナリオには AM2 や NFIRAOSのアップグレード、表 7.1 にある全装置の開発などが含まれる。このシナリオでは、ファーストライトから 5
年以内に、IRIS,IRMS,WFOS,HROS,NIRES-B の運用を考えている。

7.6.2

次世代観測装置

ファーストライト観測装置 3 台に加え、表 7.1 に示すように、これまでに 6 つの次世代観測装置が考えられてきた。これ以外にも各パートナーで、同様な概念設計、あるいは独自の科学目標および機能を持った次世代観測装置が計画されている。日本における検討については 13 章で述べる。
可視高分散分光器 (HROS)

可視高分散分光器 HROS については 2006 年に 2 つの概念設計が検討された。Steve Vogt 率いるカルフォ

ルニア大学サンタクルズ校 (UCSC) のチームは従来型のエシェル中分散高分散分光器 (“MTHR”) を提案し、Cynthia Froning 率いるコロラド大学のチームは多重 1 次光分光器 (“CU-HROS”) を提案した。

MTHR の概念設計は VLT/UVES や Keck/HIRES 分光器を継承するもので、両者の長所、すなわち UVESのエシェル・クロスディスパーザー・カメラのサイズを抑えるための 2 連瞳・2 連アーム構造と、TMT の大きさに合わせるための HIRES タイプのカメラ、を組み合わせている。MTHR の透過率期待値は、20%(HIRESや UVES の約 1.5 倍) を超え、TMT と組み合わせることで、現在の分光器の 20-40 倍の観測効率を持つことになる。MTHR は低分散モード (“MODRES”) も備え、大型のファイバーポジショナーが 20 ′の TMT の視
野内を巡回し、最大 667 天体の光を MTHR に導き、R=2300-11000 の分光をすることができる。

CU-HROS は高性能 (>95%) ダイクロイックミラーを多数用いて、310nm から 1100nm までを 32 分割し、それぞれを 1 次分光器に導入することで R=100,000 の高分散分光を実現するものである。1 つのチャンネルは

5 つのダイクロイックミラーで反射される。すべての分光器は同一のものを用いるが、性能を最大化するためにグレーティングと検出器はそれぞれの波長域にあうように最適化する。CU-HROS は単一のロングスリット
ではなく 5-7 チャンネルの 1 秒角 IFU を持ち、広がった天体を空間分解したり、十分離れた場所でスカイスペ
クトルを得たりすることができる。ダイクロイックミラーは周囲の熱揺らぎや音響振動から隔離される必要がある。それぞれのチャンネルのコリメーター、グレーティング、カメラの光学系は非常に簡素化されている。
近赤外エシェル分光器 (NIRES)

NIRES（Near-InfraRed Echelle Spectrometer）は、単純な近赤外エシェル分光器 (20,000<R<100,000) で、
1-2.4µm と 3.5-5.0µm の観測帯域を持つ。2006 年の検討では、両波長帯を 1 つの AO でカバーせずに、NFIRAOSとともに動く “NIRES-B”と MIRAO とともに動く “NIRES-R”の２つの簡単な分光器に分割した方がよい、ということになった。

NIRES-B は瞳移行型分光器である。これは光学的に安定で分散要素やカメラのサイズを最小に抑えることができ、効率的にもスペクトルフォーマット的にもほぼ理想的なエシェル照射が得られるという特徴を持つ。
分光器は比較的コンパクトで、ビームサイズも Gemini 望遠鏡の GNIRS(約 95mm) や Phoenix(約 200mm) といった装置に比べて格段に小さい。

NIRES-R も瞳移行型分光器である。Gemini 望遠鏡の典型的な装置とほぼ同じサイズ、同じ複雑さを持つ光学設計となっている。

7.6. 将来観測装置開発計画

117

近赤外広視野多天体分光器 (IRMOS)
近赤外多天体分光器 (IRMOS; The InfraRed Multi-Object Spectrometer) は、ほぼ回折限界の面分光器で、波長範囲は 0.8-2.5µm、波長分解能は R=2000 から 10000 である。複数の IFU を持ち、5 ′の視野内のどこでも IFU を置くことができる。2006 年には 2 つの概念設計が示された。1 つは Steve Eikenberry 率いるフロリダ大学とビクトリアの HIA の共同チーム（“IRMOS-UF”）、もう 1 つは Richard Ellis 率いるカリフォルニア

工科大学とマルセイユ天体物理観測所の共同チーム (“IRMOS-CIT”) である。両者とも多天体 AO(MOAO) の実現を礎としている。MOAO は、5 ′の視野全体ではなく、その中の複数の狭い視野 (数秒角) のみに高次のAO による波面補正をかける。この装置は高度な AO システムと IFU の組み合わせによって実現する。
中間赤外エシェル分光器 (MIRES)

中間赤外エシェル分光器 (MIRES; The Mid-InfraRed Echelle Spectrometer) は、5-25µm 帯域で回折限界の高空間分解能と高分散分光の機能を持つ。そのサイエンスの目的のためには、高所 (>4000m) で乾いた (水蒸気量 <3mm) 観測所サイトが必要とされる。能動副鏡ができるまでは、この装置にはこの観測波長域に最適化された専用の AO モジュール (MIRAO) が必要となる。MIRES は 3 つの平行光学系があり、6000 × 6000 視野の近赤外カメラ、4.5-25µm 帯の撮像カメラとして働く中間赤外スリットビューワー、4.5-25µm で R=100,000の波長分解能を持つ中間赤外クロスディスパーザー分光器を備える。
系外惑星検出装置 (PFI)

例えば系外惑星直接撮像観測に必要な高コントラスト撮像は TMT の性能の中でも重要かつ要求仕様に加えるべき機能の 1 つである。現在の AO システムでは約 100 の距離で 105 の撮像コントラストが得られる。PFI
では最終的に、I バンド（0.8µm）で 8 等より明るい主星から 50 ミリ秒の距離で 108 という極めて高いコント
ラストを得ることを目標にしている。
広視野赤外カメラ (WIRC)
広視野赤外カメラ (WIRC; The Wide-field InfraRed Camera) は NFIRAOS とともに用いることで回折限界の星像を得た上で、3000 ×3000 の視野を持つ単体カメラである。狭帯域、広帯域フィルターを用いることで、

R=5 から 100 の低分散分光機能を持つともいえる。この装置により精密な位置天文学が可能になる。WIRCと同じ性能は、IRIS の撮像モードの視野を広げることで達成することも可能である。

7.6.3

将来 AO 計画

NFIRAOS アップグレードオプション
TMT サイエンス要求書には、NFIRAOS は最終的には、1µm におけるストレール比が 0.5、つまり RMS 波

面誤差が 133nm になるようにすること、と定められている。現在の AO システムからスケールすると、これは現在の NFIRAOS を 60 × 60 素子から 120 × 120 素子に 1 ケタ補正を向上しなければならないことになる。
このアップグレードは、波面補正器、検出器、リアルタイム制御装置、レーザー、など AO の主要な要素すべてに影響が及ぶ。また図 7.16 と以下で示すように、どの波面補正の技術を採用するかによってこのアップグ
レードの方法は変わってくる。

図 7.16a は NFIRAOS の地上層可変形鏡 (DM) を 60 × 60 素子から 120 × 120 素子にアップグレードする基本オプションである。DM 内のアクチュエータの配置スペースを 5nm から 2.5nm ピッチに減らし、現在のピエゾタイプのアクチュエータのストロークをおおよそ 1/2 にするものである。もしこのストロークの制限が厳しい場合、可変副鏡で低次の波面エラーを補正しなければならない。このアップグレードでは、波面を補正す

第7章

118

観測装置

図 7.16: NFIRAOS の 120 × 120 素子級波面補正アップグレードのオプション
る大気層の数は変わらないのでので、波面が補正される視野はファーストライト NFIRAOS のものから変わらない。

図 7.16b と図 7.16c は NFIRAOS と接続する 1 つのあるいは複数の装置で、120 × 120 素子級の MEMS 波

面補正を行うことで、補正視野を広げようとするオプションである。多天体 AO(MOAO) も MCAO もどちらもありうる解だが、連続した 30 秒角視野全体を補正するのか、2 分角視野内の複数の狭い視野を補正するのか、どちらを目標にするのかによる。試算によると、(1)120 × 120 の MEMS の物理サイズは MCAO オプショ

ンの 3000 視野に相当し、(2)MEMS のストロークは 1.5-2µm が要求仕様である、ということがわかっている。

3 つのアップグレードオプションは AM2、ピエゾ型、MEMS における波面補正技術の進歩によっている。これに伴って NFIRAOS の RTC や LGS の波面検出器も性能向上が望まれている。これらは比較的難しくはないと思われるが、LGS のパワーは上げなければならないだろう。LGS の光子帰還は約 2 倍の改善 (あるいは LGSの像の延びを防ぐためのパルスレーザーフォーマットを装備) が望まれ、これにより約 133nm の波面 RMS 誤差を達成できる。MCAO/MOAO を用いる新しい装置はこの性能を 3000 視野で達成できる。一方で NFIRAOSの２つの DM をアップグレードするだけでは光軸上でしかこの性能は得られない。
可変副鏡
可変副鏡 (AM2) は TMT の AO アップグレードの重要なポイントで、これがあれば光学系やダイクロイッ

クミラーを追加することなく、両方のナスミス焦点のすべての装置で第一段階の波面補正をすることができる。
これにより、透過率を損なったり背景輻射を上げたり小角度散乱を招くことなく、視野全体、全波長にわたる

大気揺らぎ補償がある程度可能になる。広視野化、WFOS のための GLAO、HROS のための狭視野 AO5、中間赤外に最適化した MIRAO など、具体的な応用案は提示されている。AM2 を導入することによって、視野や波長にもよるが観測効率は 1.2-2 倍ほど高くなるだろう。TMT の観測時間の重要性を考えるとこの増加は非常に意義深いものである。AM2 のその他の利点は、スリット幅を小さくすることで装置 (例えば HROS) の物

理サイズを小さくできることや、望遠鏡の風振動を補正できること、低空間周波数の補正を効かせることで、PFI や NFIRAOS アップグレードで検討されている高次の DM(約 120 × 120 素子) でのアクチェーターの要求
ストローク長を短くできることがある。さらに、AM2 をシーイング限界の装置に使う場合もあるので、高次の波面センサーがない場合にも像質や安定性が保証される必要がある。

図 7.17 は TMT 概念設計時に、上記仕様を考慮して作られた SAGEM 社による AM2 デザイン案である。このデザインのキーとなる特徴は、4-5mm の厚みのゼロデュワーセグメント表面シート、シリコンカーバイドあ

るいは ULE で製作される軽量筐体、小型音声コイルアクチュエーターなどである。アクチュエータは 7-8cm

ピッチ幅で 1800 本を用いる。このデザインでは、現在の 8-10m 級望遠鏡の副鏡よりも波面補正の次数は当然低次になっており、表面シートの厚みやアクチュエータ間のピッチは約 2 倍になっている。この設計によりアクチュエータのコストや表面シート製作のリスクを下げ、なおかつ制御バンド幅、大気揺らぎの推定誤差、ア

7.6. 将来観測装置開発計画

119

図 7.17: SAGEM による AM2 概念設計

図 7.18: MIRAO (内部 DM 付) の概念設計
クチュエータストローク、重力によるアクチュエーターの並び誤差、などの要求仕様を満たしている。小型アクチュエータを用いることにより、このストローク仕様と表面シートの厚みにおいて、適度な消費電力で適切な力を与えることができる。

AM2 の設計に関して残された課題としては、1) 重力撓みも考慮された安定性のある軽量筐体と鏡の側面支持機構の設計、2) アクチュエータ、表面シート、筐体の小型プロトタイプ化、3) 許容可能なコストでの実機製作、などがある。TMT は ESO などにおける大型可変形鏡の開発を注視しつつ、SAC の優先順位、技術の進展、予算に合わせて TMT 運用期に AM2 の開発を続けていく予定である。観測所として比較的早期に AM2 を実現したい。

中間赤外 AOMIRES と NIRES-R 用に中間赤外 AO(MIRAO) の開発をする予定である。このシステムは波面誤差 360-

560nm(RMS) を持ち、L バンド（3.8µm）以長での回折限界観測を可能にするものである。MIRAO には 3 つの LGS 波面センサーと 1 つの tip/tilt/focus 用 IR NGS 波面センサーが搭載される。60 × 60 素子の LGS 波面センサーには NFIRAOS と同じ極座標 CCD が使われ、TMT LGSF によって照射される 3 つの LGS 像を検出する。この機能はファーストライト時の LGSF に組み込まれ、波面センサー CCD も NFIRAOS のシリコ
ンウェーハー製作時に盛り込まれる。MIRAO の RTC には 18000 × 1500 波面再構成規模のレーザートモグラ

フィー AO(LTAO) アルゴリズムが組み込まれるが、これは計算の複雑さからすると NFIRAOS よりも 1 ケタ
小さいものである。

SAC の優先度や装置予算を考えると、MIRAO は AM2 より先に実現されるだろう。その場合、図 7.18 に示

すように、軸外し放物面光学系 (OAP) 内の 33 × 33 素子のピエゾ型 DM によって波面補正を行う。3 枚光学系

120

第7章

観測装置

が増えることになるが、これによる輻射の増加は 4%で最終的な焦点面でのノイズは最大で 30%増えることになる。暗い点源のバックグラウンド限界観測では、このノイズの影響は TMT の主鏡が 30m から 26.3m になることと等しい。

121

第8章
8.1

建設サイト

マウナケアサイト決定

TMT ボードは 2009 年 7 月、マウナケア山頂付近の 13 North を建設予定地として選んだ。TMT プロジェ
クトは、候補地選定のためにハワイ、北アメリカ、チリにおける観測適地において、5 年以上にわたって像質、晴天率、水蒸気量（Precipitable Water Vapor）などの調査を行った。その結果、TMT ボードはまず 2008 年
5 月にマウナケアと Armazones(チリ) を最終候補地として選び出し、その後、大気揺らぎの性質の補償光学系への影響などさらなる検討を進めて最終的にマウナケアを建設予定地として選んだ。マウナケア山頂の特徴をまとめると、

1. 高い晴天率
2. 高地にあることにより水蒸気量が少なく、赤外線の透過率が良い
3. 低温であり、熱雑音が少ない
4. 大気揺らぎが少なく、解像度が高い。特に上層の揺らぎが小さいであり、総合的に良い環境を有するマウナケア山が選ばれた。特に、今後重要性が増す赤外線観測での高い性能が評価された。その他、地震、地盤、運用経費、既存の観測所とのシナジー、文化、環境なども総合的な判断の材料となった。

8.2

マウナケアサイト用地取得

TMT の建設予定地はマウナケア山頂の北側の平坦な場所で標高は 4050m である。国立天文台のすばる望遠

鏡からは約 1km 離れたところにある（図 8.1）。マウナケア山の観測用地はハワイ州の保護地区内にあり、ハパラメーター
標高 (m)

像質（上空シーイング、秒角）

像質（同上、最良 10%、秒角）
アイソプラナティック角
コヒーレント時間
夜間気温（℃）

夜間風速（m/s）
夜間湿度（%）

温度変化（10-90%）

雲量（晴れの割合, %）水蒸気量（PWV、mm）

表 8.1: TMT 建設候補地の比較
Cero Tolar(チリ)

Cero Armazones(チリ)

Cero Tolonchar(チリ)

San Pedro Martir(メキシコ)

Maunakea 13N
(ハワイ)

2290
0.41
0.23
1.93
5.2
14.0
3.2
19
5.6
87
4.0

3064
0.40
0.22
2.04
4.6
7.5
6.3
21
7.5
89
2.9

4480
0.41
0.22
1.83
5.6
-0.7
2.7
36
9.5
82
1.7

2830
0.46
0.27
2.03
4.2
5.4

4050
0.4
0.22
2.69
5.1
2.3
3.7
30
6.8
76
1.9

38
16.2
83
2.6

第 8 章 建設サイト

122

図 8.1: マウナケア山頂の TMT 建設候補地（左下）。
ワイ州から科学用地としてハワイ大学に貸与されている。TMT の用地については、他の観測所と同様にハワイ大学から更に各観測所に貸与するものである。

現在 TMT の用地取得については、認可プロセスの最終段階にある。マウナケア山頂の利用については、マ

ウナケア自然保護地区のハワイ州の総合管理計画にもとづいて運用され、ハワイ州土地天然資源局が許可を出す。TMT プロジェクトは、州知事への最終環境影響報告書（FEIS）を 2010 年 5 月、州政府への保護地区利用許可の申請を 2010 年 9 月に行い、州の土地天然資源局・評議会は利用許可を承認する評決を出している。その後、土地天然資源局は地元の意見を最大限取り入れるために、この決定についての反対意見を受け付けるヒアリングを実施し、最終的な評決が行われる予定である。

8.3

すばる望遠鏡（国立天文台ハワイ観測所）との関係

TMT 建設予定地は、すばる望遠鏡と同じハワイ島マウナケア山にある。これは、日本にとっては極めて有利である。TMT 観測所は国際天文台として運用されるが、それでも日本からのサポートを行う拠点が必要である。ハワイ島にはすでにすばる望遠鏡とその山麓のオフィスがあり、約 100 名の職員が働いている。そのため、TMT 計画では、新たにサポート組織を現地に作る必要はなく、ハワイ観測所がすばる望遠鏡の運用と TMTの日本としての役割の両方を担うことができる。また、TMT が加わることにより、ハワイにおける国立天文台の観測研究がより活性化する。

8.4

他の天文台との関係

マウナケア山頂には、国立天文台すばる望遠鏡を始め 13 カ国 12 の天文台群がある。TMT 観測所においては、これらの天文台と協力することにより、より優れた科学的成果を出すことが期待される。

8.5. TMT 本部

8.5

123

TMT 本部TMT 本部は、近隣の天文台やハワイ大学ヒロ校などのハワイ州地元との協力関係などを考慮して、すばる

望遠鏡がオフィスを持つハワイ大学ヒロ校の用地に建設が予定されている (図 8.2)。

図 8.2: TMT 本部の建設予定地、ハワイ州ヒロ市。

125

第9章
9.1

建設計画

現状

現在 TMT 計画は建設準備期にある。

ドーム基礎と望遠鏡ピアを含む山頂施設の設計はほぼ完了しており、2012 年 1 月にレビューをへて TMT に

基本的に承認されている。追加の詳細設計が終われば、最終の建設計画書としてとりまとめられ、入札にむけた準備を開始できる。

山頂施設の設計は、すでにハワイ州に承認を得ている最終環境影響評価書と TMT への保護地区使用許可を満たすものになっている。ドームの最終設計評価は 2010 年 12 月に行われた。それ以降、詳細な製作・建設計画文書の準備が進められている。

開発に長期間を要する重要な望遠鏡構成物（サブシステム）は、現在最終設計の段階にある。例えば、主鏡

分割鏡に関しては、鏡材の製造が 2 社によって行われ、ガラス材の質と熱特性の試験が現在進められている。

この鏡材を用いた研磨試験も進められている。E-ELT との協力で、Sagem 社と Tinsley 社の両者が非球面研磨を高い精度で実現している。キヤノン社は TMT の仕様に非常に近い精度で研磨できることをすでに示している。これと並行して、鏡の支持機構も最終設計に近づいている。分割鏡の光学試験は予備設計段階にある。

それ以外の重要なサブシステムは、現在予備設計段階にある。望遠鏡構造については、制御システム、副鏡、第 3 鏡、分割鏡のアクチュエータやエッジセンサー、位置位相調整システム、主鏡制御システムの設計が進められている。アクチュエータやセンサー、位相合わせ用カメラのプロトタイプの評価はすでに行われ、使用する技術は決められている。

常設の補償光学システム NFIRAOS は予備設計評価を 2011 年 12 月に終え、高い評価を得ている。可変形

鏡と波面センサーの試験機の開発は行われ、試験段階にある。同じく 2011 年 12 月には、ほぼ回折限界で使用される IRIS の概念設計の評価も行われている。もう一つのファーストライト装置であり、シーイング限界で用いられる分光器 MOBIE は現在、概念設計段階にある。

プロジェクトはすべて、定期的・包括的な監査を受けながら進められている。前回の外部パネルによる評価は2010 年 5 月に行われた。この評価では、技術的進捗、実行計画は妥当であり、予定されている建設スケジュー
ルにむけて十分準備されているとの結論を得ている。技術面での準備に加え、建設プロジェクトで鍵となる要素も準備が進んでいる。これには、プロジェクト管理・制御システム、品質評価、安全管理が含まれる。建設
の基本方針、予算、スケジュールについては、2011 年 1 月にコストレビューで評価され、確立している。

9.2

望遠鏡建設地外での建設活動

TMT 建設期の多くの作業は、マウナケア山頂の望遠鏡建設地外で進められる。ドーム、望遠鏡構造、主鏡材とその研磨、副鏡、第 3 鏡、鏡の蒸着装置、制御システム、補償光学、観測装置は各国の分担で製作されるもので、作業は世界的に分散して行われる。これらの作業は米国パサデナのプロジェクトオフィスで管理される。

第9章

126

建設計画

図 9.1: ハワイ島におけるマウナケア山とヒロ本部の位置。

9.3

望遠鏡建設地での建設・試験

9.3.1

概要

TMT のハワイ現地での建設は、活動の内容や建設地での担い手によって 3 つの期にわけられる。
1) ドーム工事期: サイトへの道路建設から整地・開削、コンクリート基礎、ドームの鋼鉄材組み立てから始まる。多くは建設業者によって行われ、ドームと山頂施設の建設完了までに 2 年程度を要する。TMT からは建設の管理者の少数のグループのみがハワイで作業にあたる。この期の作業で、ドーム構造の製作が行われ、様々な天候に耐えられるようになる。

これに引き続き、望遠鏡の組み立てが行われる。望遠鏡には各要素、機械構造が装備され、調整される。電

気や照明、冷却機構の設置などもあわせて行われる。これらの作業は建設業者と TMT スタッフが共同で行う。
この段階でたくさんの重要な繰り返し作業が行われる。たとえば主鏡分割鏡支持機構や鏡のダミーウエイトのインストールと準備調整などである。これらは TMT の経験をつんだエンジニア・技術者のチームが担当する。
重量的にバランスがとれた後、望遠鏡駆動モーターの調整や望遠鏡構造の納品試験が行われる。

この時期には、TMT の多くのエンジニアはパサデナオフィスで主な契約についての調達・納品に対応する。

2) 光学系組立調整期 (Assembly, Integration, and Verification: AIV): 主鏡分割鏡とその調整システムのインストールが行われる。また副鏡、第 3 鏡、補償光学、レーザーガイド星システム、観測装置などのインストー

ルと試験も行われる。この作業は 20ヶ月にわたって行われ、多くの TMT スタッフがこれにあたる。AIV チー
ムは TMT プロジェクトオフィスのスタッフ、装置スタッフによって構成され、現地の TMT エンジニア・技術者の支援をうける。

3) 技術的立ち上げ期: この段階は、AIV の最終段階と重なり、夜間試験、調整、組み上げられた望遠鏡・装置システムのトラブル対応などを行う。ファーストライトにむけたこの段階の作業は、約 3ヶ月にわたって行
われ、プロジェクトオフィスと初期運用にむけて新たに雇われる工学・システムサイエンティストによって担われる。技術的立ち上げ期の後、望遠鏡は初期運用に引き渡され、科学試験観測が行われる。

TMT はマウナケア山頂近くの、標高約 4050m に建設される (図 9.1 および図 8.1)。山頂まではヒロから64km、ワイミアからは 72km の道のりとなる。山頂作業者は通常、中腹のハレポハク (山頂から約 10km) で約

1 時間、高地順応の時間をとる必要がある。
高地であることと、市街から離れた地であることから、山頂での作業は困難なものとなる。全体として、山9.3. 望遠鏡建設地での建設・試験

127

頂での作業は必要最小限とし、可能な限り、組み立てや部分構造の試験は平地にて実施したうえで山頂に搬送する。建設初期においてネットワーク通信は十分に確立させ、ソフトウエア制御・試験は山麓もしくは島外から遠隔で 実施できるようにする。

TMT 本部はヒロのハワイ大学科学・技術地域内におかれる (図 9.1 および図 8.2)。ここはヒロに山麓施設をもつ観測所に隣接しており、「観測所通り」とよばれる場所である。山麓施設はオフィスと会議室、遠隔観測
室、計算機施設から構成される。山麓施設は、TMT が現地でのスタッフを強化する時期までには準備を整える。これは山頂での建設開始から約 2 年後にあたる。ただし、オフィスその他の土地はヒロにおいて借用されるため、本部施設の使用方法やスケジュールはフレキシブルである。ヒロで借用される土地は、実験や技術的作業、倉庫などとしても活用される予定である。

9.3.2

組み立て・建設手順

TMT 建設は大きく 2 つの流れで進められる。ひとつは、望遠鏡ピア、基礎、ドームの建設が順に進められる段階である。もうひとつは、ドーム建設の最終段階と、望遠鏡構造の組み立て、山頂施設の建設が並行して進められる段階である。
系列的な建設作業

図 9.2: 山頂の建設作業。作業が系列的に行われる時期。
図 9.2 は望遠鏡建設作業が系列的に進む段階を示している。左上から、掘削と望遠鏡ピアの設置、ドーム基礎の建設、回転ドームの建設にむけた仮枠組、ドーム下部の建設、ドームキャップの建設、シャッターとシェル構造の建設が示されている。

第9章

128

建設計画

並列的な建設作業

図 9.3: 山頂の建設作業。作業が並列で行われる時期。
図 9.3 は作業が並列で行われる時期を示している。上段には制御棟建設とドーム機械構造の搭載、下段には望遠鏡構造の建設過程が示されている。

9.3.3

光学系組立調整 (AIV)AIV 期に移るにしたがって、現地の管理者が責任をもって進める仕事は、この活動の管理と毎日の作業の計

画・調整が中心となっていく。それぞれのサブシステム・チームはリーダーをおき、完成し試験を経たサブシ

ステムの納入を責任をもって行っていく。AIV 管理者は、サブシステムが望遠鏡として組み上げられ、不具合が修正され、試験される過程に責任をもつ。

それぞれのサブシステムで、可能なものについては個別に必要性能の確認試験が行われる。これには製造元での発送前の試験、平地あるいは山頂での望遠鏡搭載前の最終試験の両方が含まれる。TMT のシステムエン
ジニアグループはこのサブシステム確認プロセス全体をみて、文書化する。

サブシステム・チームは派遣されるプロジェクトスタッフと現地で雇用されるエンジニア・技術者から構成される。それぞれのチームは、組み立て・試験に十分な数のスタッフと能力を確保するようにするが、同時に、AIV のエンジニア・技術者による支援を受けることができる。この AIV のスタッフはトラブル対応や技術的問題への対応にあたるほか、スケジュールを守るうえで重要性の高い作業にあたる。

AIV にあたる人員は、徐々に運用に移行していく。これらのスタッフは、ハワイ (ハワイ島) での雇用を最大化し、運用にむけて長期に働けるスタッフを確保できるよう、可能な限り現地で募集する。多くの初期運用
スタッフは、運用開始の数年前から雇用を開始し、トレーニングとサブシステムの保守作業にあたる。

9.3. 望遠鏡建設地での建設・試験

9.3.4

129

光学系組立調整 (AIV) 作業の流れ

組立と制御試験
ドームと望遠鏡構造の建設が業者の作業によって完了したら、TMT は望遠鏡構造をひきとり、望遠鏡光学

システムを含め、重要な構成要素のインストールを開始する。

主鏡分割鏡の蒸着は、到着したのちに搭載直前に観測所において行われる。分割鏡はグループごとに望遠鏡に搭載され、主鏡制御にシステム組み入れられる。こうして望遠鏡として機能し、より大きな主鏡システムをつくっていく。組み上げは初期には長く時間がかかることを想定し、その後 1 日 5 枚の分割鏡を搭載するという定常的なペースにいたる計画となっている。

分割鏡の搭載を進めるとともに、アクチュエータとセンサーも調整され、主鏡制御システムに組み入れられていく。鏡の数が揃ってきたら、主焦点試験用カメラが主鏡の光学調整を行うことができる。これに引き続き、部分的に搭載された鏡による夜間の最初の天体観測が行われる。この主焦点を用いた夜間試験では、望遠鏡の指向、追尾、分割鏡の調整の確認が行われる。

主鏡制御システムの中核となるソフトウエアであるグローバルループコントローラー (GLC) は AIV の最も初期に望遠鏡制御システム (TSC) に組み入れられる。主鏡制御システムのセンサーやローカル制御エレクトロニクス、ケーブル類は分割鏡搭載に先立って分割鏡にとりつけられる。

その後、昼には残りの主鏡分割鏡の搭載、夜間には望遠鏡の調整・試験が行われる。副鏡と第 3 鏡の搭載を終えると、ナスミス焦点での撮像が可能になる。

制御ソフトウエアシステムのインストールと試験は、AIV 初期から技術コミッショニングまで継続的に行われる。TSC システムは初期に導入され、山頂施設とドームの受け入れ試験で使われる。引き続き、搭載制御システムにより望遠鏡構造の試験と最終受け入れが行われる。

副鏡・第 3 鏡とその制御システムの搭載、組み込みを終えると、ナスミス焦点での夜間の天体を用いた試験が行われる。位置位相調整システム (APS) が搭載されると、これを用いて能動光学 (aO) システムと天体導入/

追尾/波面センサーシステム (AGWFS) を用いたクローズドループの追尾の試験が行われる。APS を用いた夜間の試験は 492 枚の主鏡分割鏡が搭載され、位置位相調整が行われるまで続けられる。

分割鏡搭載の最終段階には、多共役補償光学 (MCAO) システム (NFIRAOS)、レーザーガイド星生成施設(LGSF)、ファーストライト観測装置 IRIS と WFOS が望遠鏡に搭載される。これに続いて NFIRAOS、LGSF、ファーストライト装置を含めた全システムの夜間観測が行われる。
技術的立ち上げ期
最終的な技術的立ち上げ期の作業は、システムサイエンティストのグループによって全体が見渡され、管理される。このグループが夜間の試験に責任をもち、それぞれの夜の試験プログラムを系統的な試験・確認計画とトラブル対応の優先度にもとづいて作成する。個々のシステムについては、望遠鏡に組み上げられた段階でトップレベルの要求にこたえられる性能を出していることを試験し、確認する。
望遠鏡と観測装置の科学試験観測

AIV 期と望遠鏡・装置の導入の完了をもって、TMT の建設期は終了し、運用期に移行する。しかし、望遠鏡が能力を完全に発揮できるように調整を重ねるため、この移行は徐々に進むものである。科学試験観測は科
学運用のプロセスにそうように望遠鏡が十分に調整された段階で始まる。この作業により、高いレベルでの運用、観測シーケンスや天体導入/追尾プロセス、キャリブレーションの手続き、科学運用の流れ、運用手続きの確認ポイントを確立する。

運用期に入ると、観測所の科学者に率いられた科学運用グループが初期運用から本格的な科学運用にいたるまでの活動に責任をもってあたる。このグループは、像質評価と望遠鏡性能の確認に責任をもつ。この間の技

第9章

130

建設計画

術的サポートには、運用エンジニアリングスタッフがあたり、必要に応じてサブシステムの技術者チームが補助する。

観測装置の科学試験観測とアップグレードの間は、装置製作者グループが現地または遠隔で補助を行う。そのための経費は運用費に含まれる。

これらの作業と同時に、技術的なトラブル対応が必要となるであろう。TMT の重要な戦略目標は、「科学観測を可能な限り早く開始し、科学的インパクトを最大にする」ことである。望遠鏡の科学的性能は、実際の科学観測で試される。初期のリスク共有の観測と立ち上げ作業でシステムは確立していくが、この時期に科学観測と立ち上げ作業をどう割り振るかは検討課題である。最初の数年で、科学観測のための夜数は徐々に増えていく。図 9.4 は最初の数年の典型的な望遠鏡時間の配分例である。

図 9.4: ファーストライト期の科学観測時間と立ち上げ作業のための時間。

131

第 10 章10.1

運用

TMT 運用の概要

TMT 観測所が指定した夜数について各パートナーが独自に観測時間の割り当てを行う。観測時間の使用方
法は、各パートナーの責任で判断する。各パートナーは独自に観測プロポーザルの募集・評価・採択を行う。
観測所は各パートナーに代わって運用する機関であり、独立したサイエンスセンターではない。各パートナーから提供された、採択提案リストと観測可能日程の情報を元に、観測夜の割り当てを観測所が行う。

観測所の組織図を図 10.1 に示す。8 名からなる執行部の下に、事務部、科学運用、観測装置開発室、ソフト

ウェア・情報技術グループ、技術運用グループ、エンジニアリング支援グループの 6 つの部門で構成される。常勤職員は合計 119 名である。

各パートナーは、採択された観測提案の PI、観測可能な日程を観測所に連絡する。ユーザーのサポートとして、観測所はプロポーザルの準備、観測準備、観測後のデータ解析のそれぞれに必要なツールを提供する。観
測所のサポートサイエンティストによるユーザーへの直接的なサポートには、オンラインのドキュメント、観測シミュレータ、積分・観測時間の見積ツール、一般的なヘルプデスクや FAQ が含まれる。さらに、観測所はパートナーと協力して、ユーザズミーティングや講習会を開催する。

観測には二種類のモードが予定される。一つ目は、PI が観測の遂行を自らおこなう方法（PI-直接観測モード）で、もう一つは観測所のサポートサイエンティストが PI に代わって観測を遂行する方法（キューサービス
観測モード）である。完全キュー観測を可能にする機能は将来設ける予定であるが、運用開始時には完全キュー
観測は実装しない。二種類の観測モード共に、突発天体を観測する ToO プログラムに対応し、後日観測時間を補填する。定期的なモニター観測が必要な提案も予めスケジュールすることで対応する。

10.2

科学運用

10.2.1

観測モード

TMT 観測所では、ユーザーサポートとして、観測遂行や装置操作シミュレータ、および観測実行のためのス

クリプトツール（必要なオーバーヘッド時間の見積を含む）の開発と保守をおこなう。また、観測所のサポー
トサイエンティストが各観測時間に割り当てられる。

TMT 科学運用では、二種類の観測モードをサポートする。
• PI-直接観測モード：PI が観測を遂行する。PI が観測装置を操作することで時々刻々の観測計画を直接変更することができる。
• キューサービス観測モード：観測所のスタッフが事前に決められた観測提案を PI に代わって遂行する。
長い観測時間を必要としない観測提案や定期的なモニター観測の提案などに効果的である。
これらの観測に必要なツールは観測所から提供され、将来の完全キュー観測に使用可能なツールとなる。

観測はヒロ市内の山麓施設、または高速ネットワークと専用ビデオ会議システムを用いて各パートナーの機関から遠隔操作（リモート）で行う。後者のリモート観測は各パートナーの責任で行うが、観測所は標準的かつ信頼性の高いソフトウェアとハードウェアを用意する。

第 10 章 運用

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図 10.1: TMT 観測所の組織図

10.2.2

科学運用スタッフ

科学運用のための人員は 28 名を予定し、内訳はサポートサイエンティスト 13 名、望遠鏡および波面補償光学装置（AO）システム担当研究者 4 名、観測アシスタント（オペレータ）7 名、夜間観測支援者 4 名である。

TMT 観測所の科学運用は、ソフトウェアの整備と専門知識を持って技術支援グループによるサポートを前提に考えられている。

サポートサイエンティストは、観測者のサポートやサービス観測を遂行するため、天文学または物理学の博士号を持ち、かつ観測経験が豊富な研究者である。サポートサイエンティストは、運用中の観測装置の性能を監視する責任を持つと共に、新しい観測装置の立ち上げを支援する。望遠鏡および AO システム担当研究者は、

大気やシーイングの影響による観測システムの最適化の経験が豊富な、博士号をもつ物理学者/エンジニアで、他のエンジニアや技術支援グループと緊密に連携を取り、望遠鏡や観測装置の維持・管理を行う。オペレータ

は、天文学、物理学または工学の学士号/修士号を持ち、夜間の運用に責任を持つ。望遠鏡と AO システムの操作を行うと共に、昼間の科学運用業務の支援も行う。夜間観測支援者は、夜間運用時にオペレータの安全を
バックアップする。

10.2. 科学運用

10.2.3133

時間割付とスケジューリング

各パートナーが、採択された提案について時間配分を決める。各パートナーの観測時間割付を全て監督する

上位のプログラム委員会（TAC）は置かない。キューサービス観測モードでは、事前に決められたスケジュー
ルに基づいて観測が遂行されるため、観測提案の優先順位は不要である。観測所はパートナー間での観測提案の重複について管理はしない。

各パートナーから提供された、採択提案リストと観測可能日程の情報を元に、観測所は天体の位置情報、使用可能な観測装置、観測サポート担当者の割付などを考慮してスケジューリングをおこなう。暗夜、明夜の割

合は各パートナーで公平に配分される。各観測時の使用時間はパートナー毎に自動的に記録される。悪天候や望遠鏡・装置のトラブルにより観測できない場合には、失われた観測時間は補填されない。

10.2.4

観測サポート手順：PI 直接観測モード

PI-直接観測モードでは、観測者が観測遂行の責任を持つ。観測所はサポートサイエンティストを指名し、観測前後および観測中のサポートをおこなう。夜間観測中は、山頂にいる観測アシスタントが望遠鏡および AOを操作し、山麓施設にいるサポートサイエンティストが観測装置の立ち上げ準備と操作をサポートし、PI が観測装置の操作をおこなう。夜間は安全上の理由により必ず 2 名以上の観測所スタッフが山頂施設に滞在する。

10.2.5

観測サポート手順：キューサービス観測モード

キューサービス観測モードでは、PI から事前に提出された観測計画を元に、観測所のサポートサイエンティ

ストにより観測が遂行される。1 時間程度の観測プログラムから構成されるが、それより短い観測時間要求も考慮される。

悪天候時（曇天で測光夜でない、シーイングが悪いなど）に主目的の観測が遂行できない場合や観測装置にトラブルが発生した場合のために、バックアップ観測プログラムが用意される。レーザーガイド星を用いた AOの観測は、これまでの経験から、約 30%の観測でレーザーガイド星が使えない。

キューサービス観測モード時にオプションとして、PI 観測者が遠隔地からビデオ会議で接続し、観測の執行状況を確認することが可能である。これにより、サポートサイエンティストと PI が得られた観測データを元に、直接情報交換することができ、観測の効率と質の向上が期待できる。

10.2.6

科学運用支援のための客員研究者制度

観測サポートプログラムの一部として、観測や科学運用作業（スケジューリング、観測提案支援、データ品

質チェックなど）のために、各パートナー機関から観測所に長期滞在（3～12ヶ月程度）する客員研究者制度を持つ。客員研究者の給与、旅費は各パートナーが賄う。観測所ではオフィス、ビザ取得、滞在時の支援などをおこなう。

10.2.7

使用可能な観測装置群

TMT は、第三鏡の方向を変えることで任意の観測装置にすばやく切り替えることができるため、一晩に複数の観測装置を使用することが可能である。運用の柔軟性を最大限に維持するために、ナスミス台には最大 8台の観測装置が設置され、常に電源が入った状態で冷却状態にしておく。全ての観測装置の状態は定期的に監視されており、毎晩最大 3～4 台の観測装置を完全な状態で維持する。

第 10 章 運用

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図 10.2: 直接観測モードとキューサービス観測モードの作業の流れ

10.2.8早朝の観測

波長 3 µm より長い赤外線の観測では、ノイズ源として熱背景放射が主要因であるため夜間でも日中でも大差がない。また、ハワイ州マウイ島のハレアカラ山（標高 3,055 m）で測定された朝 6 時から 7 時の時間帯のシーイングは夜間よりも良いという結果が報告されている。太陽観測で用いられている非常に狭帯域のフィル

ターを、レーザーガイド星で使うナトリウム原子の波長 589 nm に合わせ、また、波長 2 µm 帯で明るい星を

低次波面誤差を補正する参照星として使うことにより、日中でもレーザーガイド星 AO を使うことが可能である。可視光や近赤外線の観測が出来ない明け方に約 2 時間赤外線の観測が出来ることは、貴重な観測時間を増やし科学的成果の増加に効果的である。

10.2.9

突発天体および定期モニター観測

突発天体などを観測するための ToO 観測は、割り込まれた観測者の時間を後日返す方策で実行する。迅速な天体導入と常に準備されているナスミス台の観測装置群により、TMT は ToO 観測に適した望遠鏡となる。
PI-直接観測モードでは、最大 1 時間の観測が割り込まれることを予めパートナー間で了解しておく。キュー

サービス観測モード時に ToO 観測を割り付けた場合には、後日 PI-直接観測モードの時間枠内で補填される。

ToO 観測が発令されなかった場合には、通常の元の観測プログラムに戻る。短時間や定期的なモニター観測は
キューサービス観測モードに適している。観測スケジューリングツールにより、観測装置やサポートサイエン

10.3. ユーザーサポート

135

ティストの担当状況が考慮され、突発天体や定期的なモニター観測などがスケジュール可能かどうかが判断される。定期的なモニター観測は、キューサービス観測モードの中で、サポートサイエンティストによって実行
される。

10.3

ユーザーサポート10.3.1

データアーカイブ

TMT を用いて得られたすべてのデータは恒久的に保存される。解析に必要な較正データ、装置のパラメータ
情報、天候などの環境データなど（以下、補助データ）も共に保存される。生データ、較正データおよび補助
データは山頂の計算機システムで先ず保管され、続いて複数の場所で安全に格納される。このデータ保管シス
テムは、外部のデータアーカイブや遠隔のデータ管理センターが存在しない場合でも永久に保管可能な容量を用意する。データベースの専門知識を持つ、観測所のソフトウェア・情報技術（SWIT）グループにより、データの整合性とセキュリティは確保される。

生データだけでなく解析済みのデータを保管し、各パートナーが取得できる拡張サービスを構築することは十分価値がある。各パートナーは既存のデータセンターを用いるなど各自にデータセンターを構築する。解析
済みのデータを他の観測所のデータと同様に自動的に外部のアーカイブや遠隔のデータセンターに送付することも可能である。

すべての観測装置は、将来のデータアーカイブのために、観測時に取得された全ての科学データの抽出、科学データ、補助データ、観測装置、観測装置のモードなどの分類、科学データを解析するために必要な観測情

報と解析手法の識別をおこなう。観測された科学データと解析に必要な補助データは、FITS フォーマットで、
仮想天文台（VO）の標準規格に準拠したものとする。

観測後ある一定の期間、PI 観測者がデータの所有権を持つ。現在 18ヶ月の所有期間を計画しているが、科学的議論に基づいて、各パートナーが独自の期間を設定することも可能である。所有権期間の終了時には、すべてのデータは各パートナーによって一般に公開され、TMT のパートナーに属さない全ての人が、データにアクセス可能となる。

10.3.2

TMT データマネージメント

一回の観測実行により、一つ以上の科学データセットが生成される。科学データセットには、観測データ、

較正やエンジニアリングに必要なデータも含まれる。各科学データセットは、画像や分光データ、将来のデータ解析に必要な付属データ（技術的なシステムパラメータと環境データ）で構成されている。

科学データは、標準的な FITS フォーマットで使用できる。各観測装置で取得される科学データと付属デー

タは、国際仮想天文台の標準的な基準に基づいている。これにより、国際仮想天文台のソフトウェアツールとプロトコルを使用して、TMT のデータに容易にアクセスすることが可能になり、TMT で取得された科学データを長期の期間有効に利用することが可能である。各科学データセットは、データ識別の標準的な基準に基づいてタグ付けされる。観測所のソフトウェアシステムに含まれるデータベースシステムは、提案されたプロポー
ザル、観測情報、科学データセット、および長期のデータ公開に必要な基本情報を管理する。

観測装置から送られるデータは高性能のデータ保管システムで格納されると共に、同じデータがヒロ山麓施設でも格納される。PI 観測者が全ての科学データ、較正データ、観測情報をデータ保管システムから取得できるウェブベースのツールが開発される。

取得されたデータセットは、最初に山麓施設のウェブサーバーと一部の仮想天文台の標準検索サービスを通じて取得可能になる。次に、各パートナーの機関にあるウェブベースのアーカイブを通じて、所有権期間終了後のデータへのアクセスを開始する。TMT で用いるアーカイブは、仮想天文台の標準規格のプロトコルとフォーマットを使用することで、高度な検索や、簡易な解析機能を提供する。

第 10 章 運用

136

10.3.3

データ解析ツール

観測装開発チームが標準的なデータ解析パイプラインと観測実行シミュレータを用意する。観測所はユーザー向けに、これらのソフトウェアの機能維持・更新をおこなう。データ解析パイプラインソフトウェアは観測中の天体導入時や、取得したデータの質の確認のために必要である。また、望遠鏡・観測装置の定期的な状態監視による、最高性能を維持するためのツールとしても使用される。

科学データの解析処理はユーザーの責任になる。観測所はデータ解析の支援をおこなう。観測者は、各観測装置ごとに用意されたデータ解析パイプラインを利用して解析をおこなう。観測所は、遠隔地からの利用を含めて、データ解析用の計算機を提供する。これらのソフトウェアは TMT パートナー以外の研究者も利用可能となる。

10.3.4

観測支援ソフトウェア

サポートサイエンティストやオペレータが観測プロセスや操作の流れを確認するためのソフトウェアツール

は、望遠鏡建設期と運用開始初期に開発される。各観測モードのプロセスを図 10.2 に示す。

観測所または各パートナーが提供するソフトウェアツールを用いて、ユーザーはプロポーザルを提出する。

各パートナーは観測所で決められたフォーマットで最終的なプロポーザルを提出する。プロポーザル提出のためのツールは、望遠鏡建設期に開発される。

提出されたプロポーザルはデータベースに集められ、スケジューリング用のソフトウェアツールに必要な情報が送られる。

プロポーザル作成や観測計画に必要なツール（積分時間の見積ツールなど）、データ処理ツールは観測所のソフトウェア・情報技術（SWIT）グループによって、運用開始から 5 年以内に用意される。

10.4

施設運用

10.4.1

観測所の執行部と事務部8 名構成の観測所執行部は、全般的な運営、装置開発の方策決定、予算管理をおこなう。安全、広報・アウ
トリーチ活動、コミュニティとの連絡係も執行部の責任に含まれる。執行部は施設の開発、外部委託のサービ

ス業務の監督もおこなう。11 名構成の事務部は、観測所の運用に必要、物資やサービスの調達、会計処理、監査、税務、予算管理、サービス・運用の外部契約の監視、TMT パートナーのための契約・調達などの事務サービスを担当する。人的資源のサービス（給与、募集、講習会、ビザ、引越支援）もおこなう。

観測所山麓施設はハワイ州ヒロ市のハワイ大学ヒロ校の科学・技術エリア内（いわゆるマウナケア観測所エリア）に配置される。山麓施設として、山頂・山麓勤務および短時間雇用者を含む、総勢 140 名のスタッフ用に約 21,000 平方フィート（=約 1,950 平方メートル）の建物を計画している。

山麓施設には観測制御・管制室があり、夜間は観測者とサポートサイエンティスト、昼間は技術スタッフやサポートサイエンティストが利用する。山麓施設から山頂の計算機にリモートログインをして、観測装置の状
態確認および操作を行うことができるようにすると共に、情報連絡用のために高品質なビデオ会議システムを用意する。実験室、技術的な作業場所、保管用の倉庫は、ヒロ市内の賃貸スペースを使う。作業効率を考慮して、可能であれば、技術作業を山麓でおこない、構成品単位で山頂に輸送することを計画している。

10.4.2観測所運用：健康・安全

フルタイムの安全担当者は観測所執行部のメンバーであり、所長に直接報告する。初期および通常運用期に、適切かつ安全な技術支援をおこなうため、必要に応じて請負業者による安全対策支援をおこなう。観測所では可能な危険軽減方法を確保するために、環境安全・健康のための評価マトリックスを実装する。

10.4. 施設運用

137

毎日の安全管理により、マウナケア山頂での作業に伴う危険や健康の問題を軽減することが重要である。安

全対策としては、高山病、体温低下、太陽放射の悪影響を最小限に抑えるために、山頂作業者資格のための医師の診断書に加えて、定期的な健康診断がおこなわれる。また、山頂での作業時間や夜間勤務回数を制限する。
特に山頂・山麓間の運転に伴う危険とリスクの回避には、定期的な対策が必要である。観測所の公用車運転資格のためには、山頂での運転の危険性や安全運転の方法に関する講習会を行う。

安全担当者は、科学運用や技術スタッフのグループと密接に連携し、スタッフの安全意識と安全な環境の維持にあたる。また、環境保護や有害物質の取扱いの手順についての監督と観測所内における定期的な講習会を実施する。安全管理担当者は、観測所の各グループの代表者で構成される安全委員会を組織し、委員長として、議題と役割をとりまとめる。安全委員会は、安全規定と危険・リスク軽減の方法、作業計画・手順の内容、事故の報告書、今後の対策検討書についてレビューと評価を行う。安全委員会の議事録は観測所全てのスタッフに配布される。

山頂での作業開始時に作業ごとに責任者を任命し、作業計画の指示、作業の監督、さらに必要に応じて作業状況の報告を行う。作業責任者は作業中は山頂に滞在し、作業完了を夜間オペレータに連絡する義務がある。
山頂緊急対策チームは、安全担当者の指示で編成される。構成メンバーは主として山頂で働く観測所スタッ

フで、追加人員が必要な場合には、山頂作業者資格の訓練を受けたスタッフを入れる。安全担当者は山頂でのスケジュール、適切な講習会、必要な機器の手配を担当する他、マウナケアの他の観測所の安全担当者と、環境保護や安全の情報を共有する。

10.4.3

技術支援

観測所の運用に必要な技術支援として、機械系、電気・電子系、光学系などを担当する 45 名のエンジニア、

テクニシャン、サポートスタッフで構成される技術運用グループ（TOP）が、山頂施設、ドーム、望遠鏡、AO
システム、観測装置の保守、状態監視、状態維持、故障修理をおこない、また他グループの山頂作業の後方支援を行う。

光学保守グループは、1 名のエンジニアと 4 名の光学テクニシャンで構成され、その主な用務は、毎週のドライアイスによる主鏡の清掃、隔週の 8～10 枚の主鏡分割鏡の交換・洗浄・コーティング除去・再コーティン
グである。

エンジニアリング支援グループ（ETS）は 5 名のスタッフで構成され、長期的な技術課題や運用改善のために必要なデータ分析、設計、開発を担当し、技術運用グループの作業をサポートする。さらに、装置の機能拡張の調査や請負契約作業の監視も行う。

観測所のソフトウェア・情報技術（SWIT）グループは、9 名のエンジニアと 5 名の情報技術支援スタッフ、

技術運用グループに配置される 2 名のソフトウェアエンジニアの合計 16 名で構成され、観測所全般のソフト
ウェアのサポートと開発、ネットワーク管理と保守を行う。

山頂での日中の通常作業は月曜日から金曜日に行われ、週末作業は必要に応じて行われる。携帯用の酸素は山頂の全てのスタッフに提供される。望遠鏡や観測装置のトラブル対策や状態確認のために、山麓施設から遠隔操作で様々な操作や診断が行われる。技術スタッフは、現地での作業が必須な時にのみ山頂に上がり作業をおこなう。

夜間観測時のトラブル対応は、電話によるサポートとする。山頂で夜間に問題が起きた場合、観測アシスタ

ントが先ず問題解決を試みる、またはすぐに技術支援グループに連絡する。

施設、ドーム、望遠鏡、AO システム、観測装置など全ての主要なサブシステムの定期点検または状態監視にもとづいた、予防保守プログラムを包括的に実施する。このプログラムは、装置開発チームや製造請負企業が推奨する事項や設計時の信頼性にもとづいて実施する。大幅に観測の効率を落としたり、ダウンタイムが生じたりするような潜在的なトラブルを事前に検出し修正することで、システム全体の効率を最大限に維持し、適切な性能を維持することが目的である。

第 10 章 運用

138

10.4.4

観測装置開発次世代観測装置や高性能 AO システムの開発は運用期の主要プロジェクトである。適切な時期に最新の観測装置をユーザーに提供するために、ファーストライト以前に開発計画の立案を開始する必要がある。観測装置の開発は各パートナー内のグループや製造請負企業によって行われる。観測所内部で観測装置の開発は行わない。

観測所内の観測装置開発室（IDO）は 3 名の観測装置研究者と 1 名のシステムエンジニアで構成され、新しい観測装置や AO システムの開発、製作、試験段階の工程管理を行い、状況を観測所長に報告する。観測装置
開発チームは、プロジェクトマネージャー、プロジェクト研究者、プロジェクトコントローラなど独自の開発スタッフで構成される。観測装置開発室のスタッフは、観測所との窓口として、装置開発の進捗状況の確認、物品調達、組立試験などの調整を行う。

10.4.5

観測所のソフトウェア・情報技術

観測所のソフトウェア・情報技術（SWIT）グループは、1 名のマネージャーの下で運用ソフトウェアを担当する 11 名と技術情報支援の作業をおこなう 6 名の合計 18 名で構成される。望遠鏡制御システムとそのサブシステム、AO 制御システム、観測装置制御システム、データ取得などユーザインタフェースのソフトウェア

等のサポートを行う。また、プロポーザル申請のためのツール、観測計画作成のためのツール、データベース、装置の観測シミュレータ、積分時間の見積計算ツールなど、科学運用のソフトウェアの維持・管理も行う。

情報技術グループは、観測所内のネットワークが最適に動作していることを常に監視し、計算機・サーバーなどの維持・支援を行う。観測所内の計算機の調達、アプリケーションのインストール、ネットワーク機器の設定、オペーレーションシステムの更新なども担当する。オフィスの一般的なパソコン、汎用ソフトウェアのサポートは、ハワイ現地の会社に委託される。

10.5

運用計画の発展と拡張

各パートナーの代表者からなる TMT 科学諮問会議（SAC）での広範な議論と協議の結果、観測所の運用計

画やユーザーサポートの詳細内容が決定される。運用の基本は、TMT の性能を最大限活用することで、ユー

ザーコミュニティの要求に応えることである。数年かけて成熟させる運用計画は、既存または将来のパートナーのユーザーコミュニティとの継続的な協議によって発展させる予定である。

ユーザーコミュニティの要求に応えるために追加が必要なサービス項目は、観測所の運用計画の拡張として扱われるか、各パートナーの追加資金により開発される。
拡張サービスとしては以下の項目が考えられる：• コミュニティの興味に合わせて最適化された検索機能を備えた科学データのアーカイブシステム• プロポーザルの準備、観測計画の立案、観測後のデータ解析のための山麓施設以外の場所でのサポート
オフィス• 各国言語による、各パートナーのコミュニティ向けのウェブベースのマニュアル、情報、講習会のサービスの提供• 論文に即時利用可能な科学データを準備するために必要な高度なデータ解析パイプラインの整備• 経験の少ない新規ユーザー向けの集中型講習会やワークショップの開催

10.6. 運用コスト

10.6

139

運用コスト

TMT 観測所の職員数は、既存の観測所との比較に加えて、運用時の重要な作業項目に必要な人員数についての詳細な評価にもとづいて見積もっている。他の大型観測所とスタッフ数についての比較をおこなった結果を表 10.1 に示す。ただし、運用の規模や組織構成が異なり、直接的な比較は難しいため、この表は一般的な参考データの扱いである。

人件費以外の運用費については、120 項目の積算見積により推定している。主要な運用費として電気代が上げられる。電力消費量の詳細な見積りの結果、観測装置などの冷却およびドーム空調のために、平均 424kWの電力が必要である。比較として Keck 望遠鏡 2 台では平均 310kW である。現在の単価（$0.36/kWHr）で電気代を見積もっているが、ハワイでの電気代は一般的なインフレより上昇する可能性もある。こうした電力コ
ストの不定性は運用時の主要なリスクとして位置付けられ、運用費の予備費で賄われる。今後、太陽光や風力など代替エネルギー資源の使用についても議論される。運用コスト削減の方法として、すばる望遠鏡など、他のマウナケア観測所との共同作業が考えられ、既存の観測所で具体的なサービスや人員の共有などについて議論が始まっている。

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表 10.1: 既存の大型観測所とのスタッフ数の比較(-!

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第 10 章 運用

140

10.7

観測所ソフトウェアの開発

観測所ソフトウェア概観
大型望遠鏡を持つ観測所は、施設や運用の条件、進行中の開発やメンテナンスに関して多くの共通項を持っている。これらの共通項から出発して、観測所ソフトウェアシステムは、幾つかの基本設計概念と実装解に収束してきた。TMT ソフトウェアの基本設計概念はこれらの過去の実装解を出来る限り活用し、現存する解法やコードを再利用している。こうすることで、現行する観測所での経験が浮き彫りにしてきた問題に注力することができる。

TMT は技術的な基本設計概念と機能的な基本設計概念を最近の他の大望遠鏡プロジェクト（例えば ALMA、
ATST）から採用している。技術的な基本設計概念とは、機能的な基本設計概念の基礎となるソフトウェアイ
ンフラストラクチュア（もしくはミドルウェア）のことである。ロギングやコマンドサポート等のシステム機
能は技術的基本設計概念の一部である。機能的基本設計概念とは、ユーザーの視点から観測所の活動を可能にする判断基準やソフトウェア構成要素である。機能的基本設計概念の実装は、技術的基本設計概念によって提供される機能性を元に行われる。

機能的基本設計概念の最高位のレベルでは、TMT ソフトウェアは図 10.3 に示すような５つの ”主要システ

ム ”と見る事が出来る。それぞれの主要システムは明確な、容易に識別できる機能に特化しており、それぞれがソフトウェア構成要素やシステムの集合体である。システムをこのレベルから見る事で、制御の流れ、情報の流れ、システムのどこに機能性が存在するかを容易に考える事ができる。

この視点は、情報伝達が階層的になっており、観測所制御から他の主要システムに流れることを示している。

このコマンドによるコミュニケーションは低帯域で、全ての高速コミュニケーションはそれぞれの主要システ

ム内部で起こる。例えば、高速の AO ループは AO 制御主要システムの中でのみ起こる。図 10.4 は、主要システムの中をソフトウェア構成要素を持つサブシステムまで掘り下げた図である。図の一番上にあるのは「観測所制御システム」内にあるユーザーインターフェースとそのソフトウェア構成要素で、これらはユーザーの求める科学的データを生成するために、他のシステムの動きを順序づけたり同期させたりする。図の下半分は「望遠鏡制御システム」、「AO 制御システム」、「観測装置制御システム」、「データ管理システム」内のサブシ
ステムを示している。AO 制御ソフトウェアに関する詳細は 2.1.4.2 にゆずる。

これら全てのソフトウェア構成要素を統合するにはソフトウェアインフラストラクチュアが必要であり、これは個々の構成要素のカバーする範囲外の物である。図 10.4 を分けている水平線はこのソフトウェアコミュニ
ケーションインフラストラクチュアを示している。システム統合に特化したソフトウェアと一連のサービスを元に、一般公開されているソフトウェアインフラストラクチュアを使う事が大型観測所のソフトウェア基本設
計概念で成功を収めて来た方策である。

TMT ではこのソフトウェアを TMT Common Software (CSW) と呼んでいる。CSW は技術的基本設計概念を実装した物で、ソフトウェアとサービスの集合体である。ここでいうサービスとは、動作とサービスの使用法を規定する方針も含んだ関連する一連のソフトウェア機能である。TMT CSW は既存の外部パッケージ（つまり TMT で開発していないソフトウェア）を使って CSW サービスを実装している。

ソフトウェアの抽象化は CSW サービスと外部パッケージとの間に存在し、抽象化することで特定の商品からの切り離しが可能になり、将来の変更も可能になる。構成要素をプログラムする者にとって、構成要素をTMT に統合するのに必要なのは、サービス指向の API と構成要素にリンクしたライブラリである。
アメリカ国家科学財団の支援する先端技術太陽望遠鏡と実験物理及び産業制御システムの一環として作られた共通サービスソフトウェアが、TMT 共通ソフトウェアの土台として利用できるかどうか、現在 TMT 内部
で評価が行われている。

10.7. 観測所ソフトウェアの開発

141

図 10.3: TMT ソフトウェアは 5 つの主要システムで構成されている。
機能概念
図 10.4 における科学運用支援システム（Science Operation Support System; SOSS）の主要な機能は、多くの天文学研究課題を、観測申請書作成から科学者、アーカイブへのデータの配信まで、効率的に管理することにある。また SOSS は以下の初期科学運用時の観測モードも支援する。
（１）観測装置シミュレータ、観測申請書作成及び処理、時間配分、（２）観測計画及び観測準備、（３）観測スケジュール。

執行ソフトウェア（Executive Software; ESW）は観測実行時の全てのソフトウェアシステムの協調と同期を担当する。あらかじめ決まっているサービス観測をサポートするツールを使用するか、もしくは、直接観測装置を制御するユーザーインターフェースを使用して、観測手順書を作成する。観測手順書は、特定の観測装置を用いて、特定の配置、観測モードで特定の観測を実行するために必要なシーケンサーを生成するために使われる。観測所制御システムはこのシーケンサーを使って科学データを産出する。

ESW は、観測手順の全ての側面を支援する一連の観測指向のグラフィカルユーザーインターフェースを提供する。ユーザーインターフェースの技術は急速に変化しているが、現時点では、ブラウザを基調としたユー
ザーインターフェースを実装する予定である。運用の初期段階から、TMT の観測者はヒロにある山麓施設からか、もしくはパートナー各国内に特別に作られる観測施設から観測する事になる。ブラウザを基調とする観測支援ツールによってこのようなリモート参加が可能になる。

科学データは観測装置からデータ管理システム（Data Management System： DMS）に受け渡され、そこで視覚化され、観測者による簡易チェックが可能になる。DMS は、科学データがヒロの山麓施設、さらにリ
モートのアーカイブ施設に送られる前に、科学観測に関連するメタデータを集めてそれを科学データと一緒にデータベースに保管する。DMS はさらに、TMT システム内を流れる全てのエンジニアリング情報の収集、時刻管理、保管、読み出し、可視化に必要なエンジニアリング用データベースシステムと構造、インターフェー
スを提供する。

ソフトウェア開発工程

TMT ソフトウェアの開発はアジャイル開発の側面を持った方法で行われる。開発チームはひとつになって最優先のユーザーストーリー（要求や問題）に取り組み、追加的、反復的開発法を用いて頻繁にソフトウェア

リリースを作る。それぞれのリリースは設計、反復、テスト、書類作成を含んだ完全に運用可能なシステムで、

第 10 章 運用

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図 10.4: TMT ソフトウェアシステム概念図。
それらのリリースが時間と共に積もって最終リリースになる。TMT ソフトウェア開発工程は、開発工程を通してソフトウェアシステムの適切な動作を補償する様、自動コード試験を用いて質の高いコードを維持する。
建設時のソフトウェアシステムの試験と統合を支援するために、「TMT ソフトウェア試験及び統合実験室」が計画されている。このチームは開発と試験のために標準的なツールと課題を用意し、システムの全体試験を作る。TMT は各地に分散したチームと定常的なリリースを支援するために、集中的なソフトウェアリポジトリとソフトウェアツールを提供する。

10.7.1

すばる望遠鏡との連携

国立天文台は、すばる望遠鏡の運営のためにハワイ島ヒロ市のハワイ大学ヒロ分校の敷地を借り上げ、国立天文台ハワイ観測所を 1997 年 4 月 1 日に開設した。2012 年 6 月現在、日本からの赴任職員 22 名、現地採用
職員 75 名の他に、出張職員、研究員、大学院生等を含め、常時 100 名以上が研究・開発・事務に従事している。TMT はすばる望遠鏡と同じくハワイ島マウナケア山頂に建設される。また、TMT 観測所の山麓施設はヒロ市のハワイ大学ヒロ分校の敷地内に建設される。そのため、既存施設であるハワイ観測所の施設と人員を有効に用いることにより、TMT およびすばる望遠鏡を一体的に運用することが可能である。具体的には以下の項目が考えられる。

1. 事務作業。TMT の運用で必要な様々な物品を調達する場合の免税措置、備品や資産の管理などの事務手
続きは、すばる望遠鏡と同様にハワイ観測所の事務職員が行うことが可能である。

10.7. 観測所ソフトウェアの開発

143

2. 科学運用。経験豊富なハワイ観測所所属の日本人サポートサイエンティストによる、TMT の観測データ
取得や解析の支援を行うことにより、より迅速かつ効果的に優れた科学的成果が得られる。また、望遠鏡の重点保守点検作業など、短期間に多人数が必要な作業において、TMT とすばるで作業期間を調整することにより、作業員を共有することができる。

3. 計算機システム。観測プロポーザルの募集作業、TMT で取得された観測データのアーカイブについて
は、すばる望遠鏡で使われている計算機システムなどの機能を使うことが可能である。

4. ハワイ観測所既存の実験室や機械工作室などの施設を TMT とすばるで共有することができる。
5. 教育。ハワイ観測所では大学院生が定期的に滞在することにより、最先端の望遠鏡や観測装置の間近な環境での教育を重視している。このような仕組みを継続することにより、すばるだけでなく TMT を用いた教育が考えられる。

145

第 11 章11.1

パートナー合意とプロジェクト管理体制

建設準備期のプロジェクト体制

2003 年にカリフォルニア大学とカリフォルニア工科大学は、TMT 公社（TMT Observatory Corporation)を設立しデラウェア法に則り法人登録した。TMT 公社はゴードン & ベティ・ムーア財団からの寄付金により、30m 望遠鏡建設を目指して TMT 計画の活動を開始した。TMT 公社は山頂地域の 30m 望遠鏡建設候補地の転貸借権をハワイ大学から、また建設許認可をハワイ州から得るべく諸手続を開始した。TMT としては概念設
計段階を 2009 年 3 月 31 日に終了し、2009 年 4 月 1 日からは建設準備段階に入っている。

カナダの天文学大学連合（ACURA) は 2003 年から TMT 計画に参画している。日本の国立天文台は 2008 年

から、中国国家天文台は 2009 年から、そしてインド科学技術省は 2010 年から TMT 計画への参加を開始した。

2011 年 10 月にはカリフォルニア大学、カリフォルニア工科大学、カナダ天文学大学連合、国立天文台、国家天文台の五者が、TMT 計画実現に向けた国際協力を進める意向を表明した意向表明書（Letter of Intent)(参考資料５）に署名し、TMT 協力評議会 (TMT Collaborative Board) を発足させた。インドは科学技術省とエネルギー省のもと TMT 連携センターをその後設立した。これら六者は 2012 年 4 月に TMT 公社が NSF に提出した提案書に連携した協力書簡 (参考資料７）を添えた。

TMT 協力評議会は、建設準備段階におけるより具体的な協力内容を規定した合意書（Memorandom ofUnderstanding) の締結に向けてその、内容の協議を続けている。各パートナーはこの覚書の内容に沿って、それぞれの予算要求を行うことで、国際共同科学事業としての TMT を実現することを想定している。

図 11.1 に建設準備段階でのプロジェクト推進体制を示す。TMT 協力評議会は加盟メンバーの代表者の合意に基づき基本方針の決定を行う。TMT 協力評議会の議長と副議長は任期 3 年とする。TMT 公社は TMT 協力

評議会のためにプロジェクト推進に責任を担う。TMT 公社が雇用する TMT 計画マネジャーは TMT 協力評
議会に逐次進捗を報告し了承を得るものとする。

建設段階に入ると TMT 協力評議会は TMT 運営評議会（TMT Governing Board) に移行し、TMT 運営評

議会が建設期、運用期、停止解散期を管理運営することになる。TMT 協力評議会は覚書に添付する付属書類

B として、合意のより具体的内容を記述した書類の作成を進めている。TMT 協力評議会は TMT 計画の予算管理と新既メンバー加入などの重要事項を検討し、方針を決定承認する。

各パートナーが製作する物品や現金として分担する貢献内容については、TMT 協力評議会がそれをチェッ

クして承認し、その貢献に基づいて TMT 計画の負担率（＝所有権）を認定する。パートナーの約定した貢献に時間的遅延や達成未了が発生する場合は、基本的には各パートナーの責任で、その回復に努めることが想定されている。

TMT 協力評議会は TMT の本格建設開始は 2014 年からを想定している。米国内では現時点では、ゴードン

ベティ・ムーーア財団からの私的基金とカリフォルニア大学及びカリフォルニア工科大学からの拠出金が約定されている。

11.2

建設期のプロジェクト管理運用体制

図 11.2 に建設期の管理運用体制を示す。TMT 協力評議会は TMT 運営評議会に移行する。TMT 運営評議会は新たな法人組織である TMT パートナー機構（TMT Partnership Organization）を代表して、以下の事項を決定する。

第 11 章 パートナー合意とプロジェクト管理体制

146

図 11.1: 建設開始までのプロジェクト管理体制

1. TMT 科学目的の実現のための観測装置計画の審議・承認
2. TMT 観測時間配分
3. 建設計画における各パートナーの役割分担内容の審議・承認
4. 各年度予算/決算の審議・承認
5. TMT 公社が提案する TMT 運用計画の審議・承認
6. 新既パートナーの推薦/承認
7. 科学諮問委員会（SAC) 委員の任命
8. パートナー間の利害調整
9. パートナーの貢献内容の価値の評価/承認
10. Executive Director の任命
11. TMT 公社の計画マネジャーの任命
12. TMT 観測所長の任命
TMT 運営評議会のメンバーは各パートナー機関から三名とするが、各パートーナー機関はそのうち一名を代表者とする。運営評議会長は互選で任期 2 年とする。パートナーの投票権はパートナーの TMT 計画に関する所有権比率に比例するものとする。基本的には 80% 以上の賛成での決定を前提とするが、反対するパート

ナーが１つの場合はその限りでないものとする。建設期間の評議会長は任期 5 年の Executive Director を充てることで連続性を保つこととする。

各パートナーは役割分担となる部分の製作等を担う責任機関を同定するものとする。TMT 公社は TMT 計

画の本部機能を担うものとし、TMT パートナー機関に代わり建設地の転貸借権獲得交渉に当たるものとし、ハワイ州の環境評価書、保護地区仕様許可書、ハワイ大学からの転貸借書を準備し締結する。

TMT パートナー機関は、TMT 計画の建設を実現するため、

1. TMT パートナー機関と TMT 公社の合意にもとづき、TMT プロジェクトオフィスの業務内容を規定し、その遂行を管理する

11.2. 建設期のプロジェクト管理運用体制

147

図 11.2: 建設開始後のプロジェクト管理体制

2. Executive Director をおき、TMT プロジェクト遂行を定期的にチェックする
3. 建設計画の概要と予算措置を TMT 運用評議会による審議/決定で了承する
運用期にあたっては各パートナーは持ち分に応じた運用経費の負担を行うものとする。建設期にあっては各パートナーからの貢献内容はその 30% 以上を現金とするものとする。但し、TMT 運営評議会で認定された

場合にはこの限りでないものとする。各パートナーが製作した TMT 構造物の所有権は、基本的には製作したパートナーに帰属するものとする。

各パートナーが製作した物納部分の価値認定については、国際マーケット価格を参考にプロジェクトマネ

ジャーが作成した TMT 予算書に基づき推薦した価格を TMT 運営評議会が審議し、その承認を持って決定する。価値の認定の変更については TMT 運営協議会事項とする。

第 2 期以降の観測装置計画については科学諮問委員会（SAC) の推薦に基づき TMT 運営評議会が審議/決定する。承認された装置の製作担当はパートナー機関が優先されるが、パートナーでない機関の参加にも道を拓くものとする。

TMT 建設計画において、予算増の必要性が生じたとき、運営評議会の審議/議決により承認されれば、各パートナーは応分の負担をすることを表明することができる。運営評議会の議決による追加予算の供出に同意しないパートナーはその分、TMT 計画の所有権を減じて調整する。
観測時間配分

基本的には各パートナーは概念設計期、建設準備期、建設期、運用期における分担貢献評価額の割合に比例した所有権を持つものとし、望遠鏡時間もその比率に応じて配分するのが国際標準である。

TMT 計画ではハワイ大学がハワイ州から委譲されて保有しているマウナケア山頂科学地区の使用権を、転借する契約を結ぶ。この代償としてハワイ大学には TMT 簡素 j く時間の 7.5% をハワイ大学に譲ることとしている。残りの時間を比例配分にするのが、国際パートナーからの提案であるが、カリフォルニア大学とカリフォルニア工科大学からは初期投資分に重点を置いた配分の提案があり、この件は継続協議中である。
撤退
加盟パートナーが撤退する場合の手続きと権利義務についても、具体的な内容を協議中である。

148

第 11 章 パートナー合意とプロジェクト管理体制

新既加盟パートナー
主パートナーは分担貢献比率が 10% を下回らないことを前提としてきたが、新既メンバーについてはより

小規模な参加も可能にするように、条件の明確化を協議中である。

149

第 12 章12.1

TMT 計画をめぐる国際情勢

スケジュール

TMT 計画は、すでに望遠鏡本体、ドーム、初期観測装置の概念設計、基本設計が進んでいる。建設候補地が2009 年 7 月にマウナケア山頂の一角に決まり、建設許可取得のための一連の申請手続きを進めている。TMT
計画は各国際パートナーがそれぞれの政府からの予算支援を得て、分担部分を製作して持ち寄り、望遠鏡を完成させる構想である。各パートナーの予算確保が順調に進めば、2014 年度から現地工事を開始し、2021 年に試験観測を開始できると見込んでいる。

図 12.1: TMT 全体スケジュール。

12.2

2014 年度建設開始、2021 年度ファーストライトを想定。

役割の国際分担日本は TMT に対等なパートナーとして参加し、全体建設計画の約 1/4 を担うことを想定して分担貢献計画を検討している。具体的には、ここ数年間の TMT ボード会議での国際パートナー間の協議 (図 12.2) を踏まえて、望遠鏡本体構造の製作、主鏡鏡材の提供、主鏡セグメントの研磨の一部分担、観測装置の一部の製作を分担する構想である。このほか、国内ユーザー支援のため観測データ保存/解析施設も構築する予定である。

分担内容の国際合意形成、建設期から運用期への移行に伴う国際天文台の組織体制、各パートナーの権利と義務についても、協議を続けており、参加意向表明書から覚書、さらには合意契約の三段階 (表 12.1) を経て、
本建設に入ることを想定している。2012 年 5 月の時点では、カリフォルニア大学、カリフォルニア工科大学、

第 12 章 TMT 計画をめぐる国際情勢

150

カナダ天文学大学連合、日本国立天文台、中国国家天文台、インド科学技術省の六者が意向表明書に署名しているが、今後新たなパートナーの誘致・加盟の可能性も探っている。

図 12.2: パートナーの役割分担。

示す。

◎は役割分担が確定しているもの、○は役割分担の可能性が高いものを

表 12.1: 参加意向表明書、覚書、合意契約の三段階

Letter of Intent (LOI)：意向表明書

2011 年 10 月に五者署名。TMT 協力評議会を発足させ、国立天文台からも三名の評議員が投票権を持つ等

資格メンバーとなった。TMT 協力評議会はパートナーの役割分担や TMT 天文台の運営枠組みの合意を目指して議論を進めている。

Memorandom of Understanding (MOU)：覚書
2012 年に六者署名を目指している。TMT 協力評議会での合意事項を文書化したものだが、法的な義務や拘束力は無い。次の段階の Partners Agreement の署名に至るまでの TMT 協力評議会の運営を規定したもの。TMT 協力評議会でのこれまでの議論を反映した Partners Agreement 文書の下書きとなるが、今後の協議で必要に応じて修正することを前提にしている。

Partners Agreement：合意契約
2014 年度からの建設開始をめざし、2014 年度内の合意契約締結を目指して準備する契約書。パートナーの会計年度のずれがあり、また予算交付決定時期にもずれが見込まれるので、どの時点で署名するかも含め、今後協議する。契約書にあたり、国際的義務と権利が発生する。

12.3

TMT 計画参加表明国の状況

日本

天文学コミュニティからは、すばる望遠鏡による実績と成果を次世代に繋げるため、国立天文台を中心にTMT 計画への早期参画による実現を切望して おり、国立天文台長充ての各種の要望書、声明が出されている。

12.3. TMT 計画参加表明国の状況

151

日本学術会議の天文学・宇宙物理学分会会が行った次世代大型計画のレビュー/評価で も、最重要大型計画の中で唯一未着手の計画としてその早期実現への勧告がとりまとめられ公表されている。これを受けて科学技術・学術審議会におけ る評価会議でも、TMT 計画のレビューを行い、推進勧告を 2011 年 11 月にとりまとめた。
東日本大震災後の厳しい財政状況ではあるが、国民に理 解と支持を得られる国際科学協力事業の一つとしての推進が望まれ、2012 年度国立天文台への予算の中で、すばる望遠鏡の運営費の一部を「次世代 望遠鏡の革新技術の実証」として執行することが措置された。国際パートナーの状況を踏まえた早急な判断が期待されている。

1. 文部科学省の「学術研究における大型プロジェクトに関する作業部会」は 2011 年 10 月に TMT プロジェ
クトのヒアリングを行い、同年 11 月には推進に向けた評価を行った。

2. 文部科学省は国立天文台の [次世代超大型望遠鏡建設の核心技術の実証」として 2012 年度の予算に 2 億円を交付した。
3. 2013 年度の TMT-J 開発に於ける国立天文台からの開発予算要求書は今年７月初めの提出に向けて現在
自然科学研究機構で審査中である。 今年 6 月に NAOJ は TMT-J 予算計画を含む 2013 年概算要求の説明を行う為に文部科学省を訪問した。今年 7 月と 8 月に予定されている「大型プロジェクト作業部会」 において TMT-J 計画が審議され、承認されれば文部科学省は財務省へ概算要求を提出する。財務省との交渉プロセスは夏から秋まで行われ、2013 年度の概算要求についての結果は 2012 年 12 月末に公開される。

4. 国立天文台は、建設経費全体の 1/4 にあたる建設費国際分担分と国内経費を 2014 年 4 月から 2022 年 3月の 8 年間プロジェクトとして予算要求する提案書を 2013 年 5 月に同じ政府審査のプロセスを通して提出する予定である。

米国

米国は 2000 年の 10 年白書で次世代超大型望遠鏡が最重要課題として早期建設が勧告された。これに伴い、NSF が TMT 計画への準備費の支援を始めたが、米国内にもう一つある別の次世代超大型望遠鏡構想である
GMT（Giant Magellan Telescope) 計画もあり、TMT のみへの支援は公平でないという意見がでて、支援を途中で打ち切っていた。2010 年白書では、NSF が TMT と GMT 両計画の評価を速やかに行い、2020 年代の完成を目指して妥当な支援策を講じるように求めた。この動きに呼応する形で、米国議会からの指示により、NSF は評価選択手順を 2011 年 12 月 30 日に発表した。TMT 公社は日本、カナダ、中国、インドの協力表明
書を添えて、2012 年 4 月 16 日に TMT 計画提案書を全米科学財団 NSF に提出した。GMT は提案書提出しなかったが、NSF は予定どおり評価を行い、2012 年 7 月末日までに選択結果を公表する段取りとなっている。
現状では、NSF の本格的建設費寄与は 2010 年代末からとなる可能性があるが、カナダ、日本、中国、インド

が国際パートナーとして、想定している予算を確保できれば、NSF の予算が計画の後期になっても、建設が可能な計画となるように、役割分担等は調整済みである。

国際パートナーにとっては、米国 NSF が TMT 建設・運用への財政支援を早期に表明することが肝要であり、なんらかの国際的な協力体制の構築へ受けた協議の場を設けることが重要である。現状は TMT ボード会
議には、TMT 計画を推進している Edward Stone, Richard Ellis, Tom Soifer,

Shri Kalkarni （カリフォが TMT ボード会議メン

ルニア工科大学）と Mike Bolte,Jerry Nelson, Henry Yang（カリフォルニア大学)
バーとして参加している。
カナダ

カナダは 3 名の TMT ボード会議メンバー（Ernie Seaquist,

Greg Fahlman, Ray Carlberg）がコミュにティを代表して参加している。正式には天文学大学連合 ACURA が代表機関となり、産業省（Industry Canada)に TMT 参加のためのドーム建設を主とする予算要求を 2009 年に提出している。国内にはマウナケア山頂のドーム建設を多数手がけた企業があり、産業省は景気刺激策の一環として国内企業への見返りのある予算を重視している。カナダの天文学コミュニティでは ALMA 計画に続く大型計画として TMT への参加に期待を寄せている。

第 12 章 TMT 計画をめぐる国際情勢

152

図 12.3: APEC2011 会期中、ハワイ州知事公邸で知事を囲む TMT ボード関係者。左から R.Ellis(Caltech),

G.Sanders(TMT), M.Bolte(UCSC), S.Zue(NAOC), S.Miyama, N.Abercrombie(Hawaii Govenor), H.Takami,
M.Iye. H.Yang(UCSB), R.Carlberg(U.Toronto), R.Sagar(India)
この規模の要請についてはカナダ政府へ直接要請を提出する必要がある。今後一年間のプロセスについては

以下のとおりである。

1. カナダでは、TMT プロジェクトへの参加の可能性について、カナダ天文学大学連合（ACURA）、カナ
ダ国立研究機構 、カナダ産業省が強い関心を持って見守っている。最近、ACURA は米国 NSF 提案書のコピーと ACURA の協力声明書をカナダ国立研究機構長と産業省次 官へ提出した。更に、科学研究資金を所掌する科学技術研究機構 NSERC には、提案書の提出について報告済みではある。

2. 次のステップは 2012 年 7 月又は 8 月に ACURA とカナダ産業省の間で会議を行い、進捗の確認と TMT関連の課題について討議を行う。

3. その間に ACURA とカナダ国立研究機構は予備建設の活動のひとつとしてワークパッケージの実行へ進む。
4. ACURA は、2013 年の春から米国 NSF と国際パートナー機関を巻き込んでカナダ産業省と特別協議を行い、提案書を連邦政府へ提出する 準備段階に進める。全てが好意的に進んだ場合にカナダ国立研究機
構はドーム、補償光学装置、プロジェクト管理資金、現金出資に関する覚書を内閣に 提出する。合計はベースライン計画にあたる建設費の 19% に相当する約 2 億 8400 万 US ドルの計算となる。カナダの計画はカナダの所有権 の割合に比例する運営費の出資が含まれる。

中国

中国は国家天文台を初めとする 4 つの研究機関が TMT への参加のための共同体を構成している。ボード

会議メンバーは Zhao Gang, Suijian Xue, Shude Mao の 3 名が参加している。経済繁栄を受けて、科学技術面
での国際協力事業への参画を良いターゲットとして、支援の検討が進められている。主鏡研磨の一 部、副鏡シ

ステム、第 3 鏡システムの製作、補償光学用の高出力レーザーとレーザー伝送系の製作などを軸に分担内容の検討を進めている。

1. 2011 年 10 月に複数分野を専門とする指導的科学者と中国科学技術省役員をメンバーとする委員会で、TMT 国際プロジェクトへの参加は 10% 以上 の所有権を確保して行うべきとの勧告を受けた。
2. 中国の TMT 参加に関する概算要求は NSF の好意的な報告があれば、中国科学技術省、中国自然科学基金、中国科学院等から大きな賛同を得られる可能性がある。

12.3. TMT 計画参加表明国の状況

153

3. 中国の上記 4 研究機関は積極的に TMT 前建設段階に於ける技術や責務分担に関わっている。現時点の大半の費用は 4 機関内部の予算や中国自然科学基金、中国科学院、中国科学技術省、そして時には財務省を資金源としている。
4. これだけ大規模な国際プロジェクトに於ける先例がまず中国には少ない。その為、TMT に中国が参加することを決定するための評価、選択、予算確保までの定まった手順が存在せず、現時点では予算確保までのタイムラインが不透明である。この ため、TMT への参加については多面的な交渉により進められている。早い段階で米国政府（NSF）が積極的に中国側の同等機関と交渉を進めることは重要であると考える。それが上手くいけば中国は予算について早ければ 2014 年迄には結論がでる可能性がある。
インド

インドは科学技術省とエネルギー省が合同で国内体制を作り、10% レベル、約 140M$ での参加を企画している。Ajit Kembahvi、Eswar Reddy,

Ram Sagar の 3 名が TMT ボード会議メンバーとして参加している。貢献内容は主鏡の支持機構、主鏡研磨の一部、望遠鏡システムなどの制御ソフトウェアな どを主とする構想である。国際パートナーとしては最も早く予算化の意向を正式に表明した。最新の動きとしては

1. 2012 年 4 月 27 日に TMT-インドは「プロジェクト詳細の報告書」（Detailed Project Report）と覚書を
経済財務委員会（Economics and Finance Committee：EFC）へ提出。

2. 科学技術省次官は同省所掌部署に経済財務委員会の承認を得るように指示した。科学技術省は経済財務委員会会議にプロジェクトの 10% にあたるコスト分担を提案した。
3. 2012 年 6 月 15 日に科学技術省（DST）と原子力エネルギー省（DAE）による合同会議が開催され、インドのTMT プロジェクト参加に 於ける手順について討議した。この会議には、Indian Institute of Astrophysics,
Bangalore (IIA)、Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences, Nainital (ARIES)、Inter
University Center for Astronomy and Astrophysics, Pnue (IUCAA) の各ディレクターや Baba Atomic
Research Center, Munbai (BARC) と Tata Institute of Dundamental Research, Mumbai (TIFR) を含
む原子力エネルギー省の上位のメンバーも会議に参加し、原子力エネルギー省の新次官 Sinha 博士ほかに向けて TMT についてのプレゼンテーションを行った。この会議にて TMT ボード会議メンバーの Eswar

Reddy がインドのプロジェクトディレクターに指名され、資金関係について指導する役割と して両省から重要なメンバーが指名された。

4. 同月開催されたヒラリー・クリントンとインド外務大臣 Shri S.M. Krishna, の第 3 回米印 戦略フォーラ
ムの共同声明の中で、インドが TMT 計画に参加することについて公式に表明された。

第 12 章 TMT 計画をめぐる国際情勢

154

表 12.2: 世界の３大次世代超大型望遠鏡計画

計画名

TMT

GMT

E-ELT

直径

30m

22m

39m

セグメント数

492

7

∼800

建設地

ハワイ:マウナケア

チリ:ラスカンパナス

チリ:セロアルマゾネス

標高

4050m

2550m

3060m

予算規模

1500 億円

1100 億円 (推定額）

2000 億円 (推定額）

メンバー

米国

米国

欧州南天天文台(カリフォルニア大他)(カーネギー天文台他)(加盟 16 カ国）

日本

オーストラリア

カナダ

韓国

中国
インド

12.4

他の次世代地上超大型望遠鏡計画

2012 年の時点では、2020 年代初頭の実現を目指して、30 ｍ TMT 計画、24 ｍ GMT 計画、39 ｍ E-ELT 計

画の３つの次世代計画の検討が進められている（表 12.2)。

TMT 計画は、10 ｍ Keck 望遠鏡やスペインの 10 ｍ望遠鏡建設などの実績の延長上に構想された計画で、1.5m セグメント 492 枚を敷き詰めて、30m 主鏡を構成する計画である。カリフォルニア工科大学、カリフォ
ルニア大学、カナダ天文学大学連合に、日本の国立天文台、中国の国家天文台、インドの科学技術省、それに米国科学財団の NSF の参加による建設を想定している。立地はすばる望遠鏡のあるハワイ島マウナケア山頂域の一角を確保して建設許可申請の手続きを進めている。技術的には他の 2 計画に比べるとリスクが少ない計画と言える。

E-ELT 計画 (図 12.4) は、南米チリのパラナル観測所で８ｍ望遠鏡四機を運用している欧州を中心とした 16カ国加盟の国際機関である欧州南天天文台（ESO) が 2000 年頃から、次世代望遠鏡構想として検討してきた計画である。当初、直径 100m の主鏡を持つ OWL（OverWhelmingly Large Telescope) 計画として極めて野心

図 12.4: 39mE-ELT の完成予想図

図 12.5: 補償光学系を本体に組み込む E-ELT の 5 面
光学系

12.4. 他の次世代地上超大型望遠鏡計画

155

的な構想検討を展開したが、最新構想では 1.4 ｍ分割鏡約 800 枚からなる主鏡直径 39m というより現実的なものとなっている。ただし、TMT やすばる望遠鏡などで実績のある主鏡と副鏡の 2 枚の非球面鏡からなる広視野リッチー・クレティアン光学系ではなく、JELT 計画で構想したように非球面鏡を 3 枚用いて超広視野を実現し、なおかつ大型可変形鏡と大型 tip/tilt 鏡を組み込んだ五面光学系からなる野心的な設計である (図 12.5)。

技術的にはチャレンジングな計画となっている。建設サイトとしてはチリのアルマソネス山が予定されている。

GMT 計画 (図 12.6) は大型ハネカム構造鏡材を製作し研磨する設備を有するアリゾナ大学鏡研究所において、8.4 ｍ主鏡 7 枚を順次製作し、それらを一つの架台に載せて有効口径 22m 望遠鏡とする計画である。中心の 8.4m 望遠鏡の周りに、軸外しの 8.4m 望遠鏡を六本同架してビーム合成する方式である。カーネギー天文台とアリゾナ大学を軸に、韓国とオーストラリアに米国内の複数の大学が参画するチームで、カーネギー天文台が所有するチリのラスカンパナス天文台の敷地での建設を予定している。

技術的な方式は異なるものの、TMT 計画も含めて次世代超大型望遠鏡の実現においては、多数の分割鏡による主鏡の製造と、これに対応した補償光学装置の開発が鍵となる。

図 12.6: 7 本の 8.4m 望遠鏡を一体化した GMT

157

第 13 章日本の分担貢献：その検討経緯と現状案

日本は TMT 建設に必要な予算と運営に必要な予算の各 25% 程度を分担することを想定目標としている。建設時における具体的分担内容としては、以下の五項目の分担貢献を基本構想としており、国際パートナーからも期待されている。

1)
2)
3)
4)
5)

望遠鏡本体構造の設計・製作・据付
主鏡用ゼロ膨張鏡材 574 枚の製作
主鏡鏡材の研磨の一部分担
観測装置の一部分担製作
データ解析等支援施設

主鏡製作については、適切な主鏡材を日本が全数提供することを想定している。主鏡材を精密研削・研磨する工程は、今のところ国際分業で行う計画であり、国内のメーカーと一枚目の非球面セグメントを試作し製法の評価を進めている。実際には多数のセグメント製作のために工程を量産化対応に改良する必要があり、その実証を始めている。2013 年までに、量産体制の確立や製作スケジュールの実現性も実証し、主鏡製作プランの確立をおこなう予定である。

TMT の第一期観測装置については、日本の製作分担部分の検討が具体化している。加えて第二期の観測装置を日本主体で製作することを目指し、国立天文台だけでなく国内の多くの大学の研究者の参画により、5 グ

ループから提案が出されており、検討を進めている。

すばる望遠鏡の成果を発展させるためには、国際協力によって一早く口径 30m の望遠鏡建設を実現し、日本の研究者が新時代に最先端の観測研究を行えるようにすることが肝要である。国内研究者を中心としてデータ解析を進め、科学成果を出すことができるように解析支援施設を整備する。国立天文台 TMT 推進室では、

TMT 計画に参加し早期実現することにより、すばる望遠鏡と連携した観測研究の展開と、国立天文台ハワイ観測所を中心とした運用面での大きな貢献を可能にすることを想定している。

13.1

望遠鏡本体構造の設計・製作・据付

望遠鏡システムは、第 7 章で述べられたように、主鏡、副鏡、第三鏡、望遠鏡本体構造、架台制御システム、

メンテナンス設備から成る。

TMT 望遠鏡本体構造とその駆動制御は日本の貢献の最大の柱となる。これは日本が単独ですばる望遠鏡を製作した実績を買われての役割分担である。基本設計を開始しているが、超大型望遠鏡を大幅に軽量化して、なおかつ性能を確保するための鍵となる各種要素技術の検討・試作実証を 2013 年度までに行い、本格的な設計/製作に進むことを想定している。
望遠鏡本体構造の役割分担推移
望遠鏡建設における日本の実績は当初から高く評価されていたが、日本が TMT 計画への合流を検討し決定した時期は、カナダが望遠鏡構造を担当する前提で役割分担が構想されていた。このため 2010 年度まで、日本の役割として副鏡システムと第三鏡システムの検討を行った。

第 13 章 日本の分担貢献：その検討経緯と現状案

158

図 13.1: TMT 望遠鏡本体構造の概念設計例
しかし、2010 年後半から 2011 年にかけて行われた各パートナー間の役割分担の見直しの結果、カナダはドームと波面補償光学装置（NFIRAOS）を担当することになり、2011 年 4 月に、望遠鏡構造および架台制御システムの担当について、日本の役割分担とすることについて打診があり、すばる望遠鏡の製造・据付請負企業と協議を開始した。それに伴い、第三鏡システムは日本から中国に役割分担が変更された。 副鏡システム

については、中国と米国の役割を想定しているが、駆動部分についての日本の協力の可能性も検討中である。
望遠鏡本体構造の設計検討

2011 年度より望遠鏡構造の概念設計の検討を開始した。この検討は、2010 年までになされた望遠鏡構造の概念設計からスタートするのではなく、要求仕様を満たすために以下の基本課題を達成し、望遠鏡本体の各構
成要素（筒頂部、センターセクション、静圧軸受、高度軸ジャーナル、方位軸フレームなど）をすばる望遠鏡
設計の実績を元に積み上げて構成しなおすというスタンスで行った。図 13.1 は具体的な設計結果の CAD 画像
出力例である。

1. 構造の軽量化
2. 剛性 (高い固有値の確保)
3. 自重変形の抑制（主鏡構造部の主鏡アクチュエータのストロークの配分値を確保。副鏡構造部の自重変形による撓み量の抑制）
4. 静圧軸受部の実現性検討
5. 高い指向・追尾精度の確保
6. 耐震強度の確保
また、2010 年までの望遠鏡構造の設計には含まれていなかった以下の項目についても含めて検討をおこなった。

13.1. 望遠鏡本体構造の設計・製作・据付

159

図 13.2: すばる望遠鏡の工場仮組

1. 主鏡分割鏡交換のためのハンドリングシステム
2. 第三鏡交換のためのハンドリングシステム
3. 主鏡および第三鏡 CO2 クリーニングシステム
4. 仮組検証の手順・工程

図 13.3: 望遠鏡仮組試験の概念
特に４つめの仮組検証は、すばる望遠鏡でも実績がある建設法である (図 13.2) 。日本国内で一旦、全体構造を仮組して部材製作等に齟齬が無いことを確認してから分解してハワイへ輸送し、山頂で速やかに最終組立を行

第 13 章 日本の分担貢献：その検討経緯と現状案

160

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図 13.4: 超大型望遠鏡構造の概念設計
うものであり、建設のリスク低減に大きな改良となる。すばるでは仮組時に動的特性の検証も行ったが、構造物として格段に大きい TMT では動的特性の仮組時の検証は部分的にしか行えない。それでもいきなりハワイ
山頂で組み立てる方式と比べて、全体工期を大きく延ばすことなく、確実に建設を進められる利点がある (図13.3)。

構造設計には、重力変形の数値解析、動的応答特性の数値解析、風荷重の解析（望遠鏡構造が受ける風荷重か

ら変形量の算出、望遠鏡の追尾精度に影響を及ぼす風外乱トルクの見積、ドーム内のシーイング性能向上のための排熱設計など）をおこなった結果、2011 年度末現在、オリジナルの設計より優れた 4 種類の望遠鏡構造モデルの構築に成功している（図 13.4）。4 種類の相違点としては、以下の通りである。

• 筒頂部の構造：二重六角形、または軽量化を重視した一重六角形構造• 筒頂外環の構造：3 本のスパイダー構造、または高い剛性を重視した W 字型の梁配置の 6 本スパイダー構造

架台制御システムとしては、重量約 2000 トンの望遠鏡を高い指向・追尾精度で駆動するために、角度検出精度を向上するための位置・速度検出用テープの追従機構や、高負荷の直接駆動モーターなどの重要部品についての検討が始まっている。すばる望遠鏡や ALMA 望遠鏡建設の実績を各所で活かすことができる (図 13.5)。
日本が望遠鏡構造および架台制御システムの設計・検討作業を行った結果、地上超大型望遠鏡の製作に対して、実現性を考慮した概念設計およびより具体的なコスト見積検討の作業を進めることができた。現在は、概念設計検討結果を受けて、コストや工程などを考慮した具体的な最適化の段階に入ると共に、望遠鏡構造とイ

13.2. 主鏡鏡材の製作

161

ンターフェースを持つ、ドーム、施設、観測装置および運用に向けた設計項目について、内容の明確化作業をおこなっている。具体的には、マウナケア山頂建設場所の地盤特性が望遠鏡の指向精度に及ぼす影響の検討からのフィードバックとして、地盤改良方法や、ピア構造の設計に対する要求仕様のとりまとめおよび協議を進めている他、太陽系外惑星の直接撮像に向けた高コントラスト撮像装置に重要な筒頂スパイダー構造（形状、厚さなど）による星像への影響について数値計算による検討を開始している。

OPQORC;+STUVW!

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図 13.5: ALMA 望遠鏡駆動に用に開発した直動モーター

13.2

主鏡鏡材の製作

主鏡分割鏡材としては、仕上がり寸法（対角直径 144cm、曲率半径 60m、メニスカス厚さ 4.5cm）への研削／研磨しろを見込んだ、ゼロ膨張鏡材が必要である。分割鏡は全部で 82 種類の異なる形状のセグメントが各 6枚で合計 492 枚の 30m 主鏡を構成するが、表面コーティングの保守を定期的に行う期間のスペアとして、82種類の形状のスペアセグメントが各 1 枚必要なため、実際には 574 枚が必要最低数となる。加工ミスや破損等への対応も考えると約 600 枚のゼロ膨張セグメントを安定な品質を確保しながら約 5 年間で製作完了することが望まれる。

鏡材の仕様としては、上記サイズに加えて、次の性質が必要である。

1)
2)
3)
4)
5)
6)
7)

熱膨張率が全鏡材において温度範囲摂氏-13 度から 27 度において、0 ± 4 × 10−8 /K であること。

熱膨張率の分散は温度範囲摂氏-13 度から 27 度において、2.5 × 10−8 以下であること。
各鏡材の熱膨張率勾配は ±1 × 10−8 以下であること。

各鏡材の熱膨張率の水平方向のばらつきは ±1 × 10−8 以下であること。
光学面への研磨加工が可能な材質であること。

酸やアルカリを用いる表面層除去により、鏡材としての劣化が生じないこと。
長期間の使用に耐える安定性、耐候性を有すること。

このような性質を満たし得る硝材としては、ショット社のゼロデュア（Zerodur)、コーニング社の溶融石英（Fused Silica)、超低膨張ガラス（ULE) があるが、日本のオハラ社のクリアセラム（CLEARCERAM-Z) が有望な候補である。

国立天文台は TMT と連携して、CLEARCERAM-Z の実機サイズの硝材 (図 13.6) としての性能を検証してきた結果、上記性質を満たすことを確認した。また同社が 600 枚に及ぶ大量の硝材を製作できる設備を有して

第 13 章 日本の分担貢献：その検討経緯と現状案

162いることから、TMT 主鏡鏡材の製作を日本の分担貢献の大きな柱の一つとする方針を検討している。

CLEARCERAM はその品質面でもコスト面でも競争力のある鏡材であり、TMT の主鏡鏡材は全て日本製という形になることが想定される。

図 13.6: ゼロ膨張セラミクス鏡材の鋳込み作業

13.3

主鏡研磨の分担

主鏡セグメントには 82 種類の非球面形状があり、各形状のセグメントを予備も入れて各 7 枚製作する必要がある。国立天文台は国内光学メーカーや精密機械加工メーカー等に打診、協議し、いくつかの試作開発研究を行った結果、キヤノン社と非球面研磨法の開発を行ってきた。多数の TMT セグメントを五年間程度の期間で研磨するには、単一ラインでは不可能であり、複数の設備を平行して走らせることが不可欠である。同社は高精度の光学製品を加工する高い能力に加えて精密光学非球面を製作できる設備を多数備えた工場ラインを有しており、新たな設備投資を最小限にして多数のセグメント製作を実現できるポテンシャルがある。ただし、キヤノンは光学加工の基本技術・設備は有しているが、分割鏡の研磨・加工を行った経験はない。
分割鏡特有の困難な点としては以下の点が挙げられる。

• 鏡の“ ふち ”まで完全な光学系である必要がある。
通常の光学系の場合、“ ふち ”は光学系としては使わないので完全である必要はないが、分割鏡の場合は“ ふち ”まで完全である必要がある。

• 分割鏡間の曲率が完全に一致していなくてはならない。通常の光学系の場合、曲率の仕様は非常に厳しい訳ではないが、分割鏡の場合は全体で一つの鏡として用いるので、お互いの曲率が完全に一致している必要がある。ただし、分割鏡の支持機構には僅かに鏡面を (Focus 成分を含む) を変化させる機能があり、Focus 成分については 50nm RMS 程度の製造誤差が許される。

“ ふち ”の問題に特に関連するのが、分割鏡は 6 角形をしているので硝材の切断が必須となる点である。切断によって硝材の内部応力が解放され表面形状が変形することが知られている。そこで、切断の影響を調べるために、2009 年度には小サイズ (φ 351mm、厚さ 15mm) の円盤形クリアセラム材を 6 角形に切断し、その面形状の変化を測定した。その結果、切断による“ ふち ”の跳ね上がりは“ ふち ”から 1mm の範囲で、12nm 程

度と十分に小さかったが、全体形状 (Focus 成分) は仕様値に影響を与える程度であることがわかった。厚み・サイズが異なるのでフルサイズのセグメントの場合の影響を正確に推定することは難しいが、“ ふち ”の跳ね

上がりについては局所的な現象であるので、フルサイズセグメントでは、研磨に必要なオーバーサイズを最小限にして、切り取り量を最小限にすることによって仕様を達成できるとの見通しを得た。そして、引き続いて

13.3. 主鏡研磨の分担1632010 年度はフルサイズ分割鏡の試作を行った。この試作の目的は、上記の分割鏡特有の問題を克服して、実際に用いる分割鏡に必要な鏡面精度を達成できることの実証と、問題点を洗い出して量産に向けて研磨工程の改良を図ることであった。
この試作を受注したキヤノンの分割鏡研磨に応用可能な保有技術としては以下のものがある。

• 計算機制御研磨装置
小さい研磨パッドの研磨滞留時間を計算機制御して修正研磨を行う。量産品である液晶露光装置の 1.5mの球面反射鏡の修正加工に用いられており、長年に渡って多数の加工実績がある。(研磨対象は球面であるが、研磨残差を修正加工するという点では非球面と同等である。)• 超高精度 3 次元測定器
小さな球形プローブを接触（接触力 = 1gf 程度）させながらラスタースキャンして表面形状を測定する。

プローブの動きを光学的に測長することにより、数 nm の精度を達成している。この手法の利点は、曲率を正確に測定できることである。一般的な干渉計では曲率を正確に測定するには非測定物を正確に設置する必要があるが、3 次元測定装置ではその必要はなく、常に正確に測定できる。

逆に欠点は、大きな面積を測定するのに時間を要することである。また、現状の装置ではフルサイズの円盤状ガラス材をそのままで測定できるサイズを有していないため、今回の試作では (最終形状より少し大きい)6 角形に切断してから測定する必要がある。また、一度に測定できる面積が 50cm × 100cm しかないので、6 回に分割して測定し、その結果を合成するスティッチング操作を行う必要がある。
これらの測定・研磨技術を組み合わせて試作を行った。この工程は、以下の通りである。

• 曲げ研削・研磨
非球面を形成するために、Keck 望遠鏡で実用化され、米国 TMT でも改良が続けられてる手法である。
今回の試作では、次の計算機制御研磨工程の前工程として位置づけている。

• 計算機制御研磨
この研磨により TMT の研磨仕様を満たす。超高精度 3 次元測定器を用いて鏡面測定し、求められた残差を計算機制御研磨装置によって研磨し、残差を小さくしてゆく。

この試作を行っていたキヤノンの宇都宮工場が東日本大震災によって大きく破損したため試作が大幅に遅れたが、2011 年 9 月にフルサイズの分割鏡の試作 (図 13.7) が完了した。

図 13.7: フルサイズゼロ膨張セラミクス製分割鏡材の研磨結果の検査検討時の一コマ
この時点での分割鏡のスペックである鏡面の誤差の構造関数を満たしていることを示し、研磨加工能力を実証した (図 13.8)。ただし、この試作は、鏡面の研磨加工のみで、エッジの最終形状への切断と支持機構への搭載は含まれていない。2012 年春にはその実物が日本天文学会春季年会会場で展示された。
この試作で明らかとなった問題点は以下の通りであった。

第 13 章 日本の分担貢献：その検討経緯と現状案

164

図 13.8: 鏡面誤差の構造関数の仕様と達成値• 分割測定してスティッチングを行った誤差マップに測定エリアの境目に“ すじ ”が見られる (図 13.9)。
この原因は、測定のための支持機構の再現性が不十分なために全体形状（低い空間周波数成分）が測定

ごとにわずかに変化していたことが原因と考えられる。そのためにスティッチング（画像合成作業）の際に部分測定データの“ ふち ”の部分近くで別のデータと整合性がとれなくなり、“ ふち ”が合成データに“ すじ ”となって見えてしまうのである。

• 上記の問題からガラス材に“ すじ ”を付けてしまっている可能性がある。
研磨行程は、測定データを元に目標形状からの残差を研磨していくという作業を行うので、合成データ
上の偽の“ すじ ”は、それを取り除こうとして逆に“ すじ ”を刻んでいる可能性がある。

図 13.9: スティッチング（画像合成作業）後の高周波成分 (Z36 項残差) のマップ

13.4. 観測装置の製作

165

この“ すじ ”は 50-70nm と微少な物で、幅も 15-25mm 程度と広くないことから試作の段階では仕様内に収まっているが、望ましくないことは明らかである。この問題に対しては現在対策中で、以下の対応策を検討している。

• 分割鏡の測定用支持機構の改良• 偽の構造は高空間周波数成分であるので、スティッチング（画像合成作業）においてフィルタリングして除去する。

• 測定データに低空間周波数の変形があることを前提にして、変形をフリーパラメーターとしてスティッチ
ングを行う。
これらの試作の経験を踏まえた上で、加工時間の短縮と加工費の低減を目的に量産時には以下の方針とすることにした (図 13.10)。

• 分割鏡は非常に薄いため、鏡面支持機構からの取り外し・搭載により低次の形状変化が容易に起こる。
従って、最終的な仕上げ加工は望遠鏡搭載時に用いる支持機構に分割鏡を搭載した状態で鏡面加工できるイオンビーム加工を採用する。

• その前加工となる精密研磨は、高速に仕上げるため大きい研磨ツールを用いた円弧振り研磨で大まかな非球面を形成し、その後、計算機制御研磨機でイオンビーム加工前の精度まで研磨する。これには、分割鏡の非球面量のアス成分が大きいことを利用している。まず、円弧振り研磨でアス成分を高速に研磨し、残存非球面成分は計算機制御研磨機で形成する。

この方針に従い、小サイズ (φ = 351mm) のクリアセラム材を用いて円弧振り研磨の試験を行っており、現段階では良好な結果を得ている。そこで、フルサイズの分割鏡を上記の工程で研磨して量産工程の実証を行う計画である。

2012 年度は精密研削機で研削加工を完了し、2013 年度に円弧ぶり研磨と計算機制御研磨でイオンビーム加
工前までの研磨を完成させる予定である。TMT による研磨加工の評価は 2014 年 1 月に設定されており、それに合わせて完成させる。
分割鏡の最終仕上げ加工となるイオンビーム加工は技術的には日本でも可能である。しかし、日本のビジネ

スプラン全体の予算配分の観点から、現状では日本の分担に入れることか難しい状態となっている。

図 13.10: 分割鏡加工の量産工程案

13.4

観測装置の製作

日本としての TMT 装置開発への関わり方としては、1) ファーストライト観測装置の開発・サイエンス検討に参加する、2) 日本で独自の TMT 将来観測装置を提案・開発していく、という 2 つの大きな方向性を持って第 13 章 日本の分担貢献：その検討経緯と現状案

166
いる。

前者については、3 つのファーストライト観測装置それぞれについて、装置開発あるいはサイエンス検討において、これまでも一定の貢献をしてきた。このうち特にその貢献度が大きい IRIS について以下で詳述する。

WFOS-MOBIE についてはカメラ部を日本で製作する可能性があるが、具体的な貢献度は未定である。IRMSについてはその期待される性能の評価についてまとめた貢献度が挙げられるが、装置設計のベースとなるケック望遠鏡の MOSFIRE の装置立ち上げ、初期観測、運用、性能評価を受けて、具体的な装置検討・サイエンス
検討が始まる見込みである。

後者については、これまでに 5 つの装置案が検討されてきており、その概要を以下で紹介する。これらは、いずれもすばるにおける同機能を持った対応する装置を、TMT 用にさらに強力なものにしようとするもので、これまでの経験や技術が応用される。このうち、中間赤外観測装置については MIRES チームとそれぞれ統合
して検討が行われているが、同様な協力体制は他の装置でも期待される。近赤外多天体広視野分光器と可視高分散分光器については、それぞれ観測装置の章で述べた IRMOS, HROS という概念の似た装置が既に提案されている。将来観測装置の実現に向けては TMT プロジェクト室の主導のもとで 4 年前から TMT 観測装置検討会が継続的に開催され、日本独自の基礎開発に基づいた装置提案の検討とレビューが続けられている。現在、国内の大学関係者を中心とする観測装置開発グループが検討および基礎開発を続けている。1990 年代に開発製作したすばる望遠鏡の７つの観測装置の多くは国立天文台の天文機器開発実験センターで開発・製作・試験を行い、大きな成功を収めた。ファーストライト装置、将来装置ともに、天文機器開発実験センターを改組発展させて組織された先端技術センターの協力のもと、開発を進める構想の検討が始まっている。将来装置については、日本のビジネスプランとしては TMT 建設予算の中ではなく、国立天文台の共同研究。共同開発支援の枠組みで取り組みをスタートし、TMT 運用予算の一部で開発を進めることを想定している。

すばる望遠鏡において、いくつもの観測装置が成功を収めたのも、大学のグループと国立天文台の強い連携があったからであり、TMT 観測装置開発は TMT 全体計画への日本の重要な貢献項目の一つとして位置付けられ、今後 10 年の光赤外線分野での装置開発の重要な柱の一つとなっている。特に装置開発は日本 TMT プ

ロジェクトに国内大学のグループが参加・貢献する項目としても重要であり、日本 TMT プロジェクトを国内

大学・国立天文台の共同で進める鍵となる項目である。

13.4.1IRIS における日本の貢献

国立天文台では TMT 第一期装置の一つである IRIS の撮像系を分担製作することを想定している。IRIS は、カナダが分担製作する TMT の補償光学系 NFIROS により実現する回折限界の高解像近赤外画像を撮影するためのカメラである。再結像冷却光学系の中にフィルター、グリズム、偏光素子など挿入して天体画像を撮影することにより、これまでにない高解像撮像を実現し、天体の移動を測定するアストロメトリ (位置天文学）の分野を切り開く、大きな期待が寄せられている。

IRIS 装置は、日本で製作する撮像光学系、米国で製作する分光光学系、補償光学装置を駆動するためカナ

ダが製作する波面測定系からなり、それぞれのパートナーが分担し開発を進める予定である。IRIS は、TMT観測装置の中でいち早く概念設計レビューも無事通過したが、その実製作にあたっては、非常に小さい波面誤差（30nm）を達成する光学系、30 マイクロ秒角の相対アストロメトリ、非常に安定したシステム、など挑戦
的な技術要素が残されている。

国内では撮像光学系に関わる光学系、光学系支持機構、駆動機構の基本設計、製作、単体試験を行った後、撮像光学系をカリフォルニアに輸送し、他の光学系と組み合わせ、評価試験後最終的にハワイに輸送して TMTにマウントする構想である。

13.4.2

近赤外高分散分光装置

もともと TMT に概念設計を提案していた UH のグループ（NIRES：NIR Echelle spectrograph) と日本の東大のグループが統合し、共同で検討が進められている。ZnSe イマーショングレーティングを用いることで、

13.4. 観測装置の製作

167

OIWFS

ධᑕ䜴䜱䞁䝗䜴
䠄TBD mm䠅䝣䜱䞊䝹䝗䝺䞁䝈
䠄Φ120 mm䠅䝁䝸䝯䞊䝍䝺䞁䝈
䠄Φ120 mm䠅䝁䞊䝹䝗䝇䝖䝑䝥
䠄Φ50 mm䠅

ADC

IRIS Cryostat䝣䜱䝹䝍䞊䝩䜲䞊䝹

2250 mm䜹䝯䝷䝺䞁䝈
䠄Φ120 mm䠅▖᧜ീ⏝䝺䞁䝈
ฟ䛧ධ䜜ྍ䠄Φ120 mm䠅

䜹䝯䝷䝺䞁䝈
䠄Φ120 mm䠅᳨ฟჾ
TMT.OPT.PRE.11.051.DRF03

図 13.11: （左）IRIS と近赤外波面センサー（OIWFS）の断面図。（右）IRIS の撮像光学系のレイアウト。
コンパクトながらも典型的には R=40,000、最大 R=80,000 の波長分解能を持つ。短波長側に特化した Shortarm(0.9-2.5µm) と長波長側の long arm(1.9-5.5µm) の 2 つの部分からなるが、現在は主に前者の検討が進められている。目標性能としては R∼ 50, 000, 1hr で J∼ 20, H∼ 20, K∼ 19.5 (10σ) である。IGM の金属量組成や系外惑星の大気分光を主なターゲットにしている。オプションとして多天体機能が検討されている。すばる望

遠鏡の観測装置 IRCS の高分散化やプロトタイプ装置の開発を進めて、今後 R&D が進められる予定である。

13.4.3

中間赤外撮像分光装置

UH/Florida で検討されていた MIRES (Mid-IR Echelle spectrometer) と日本の茨城大を中心とするチームが統合し、現在では MICHI (MIR Camera,High-disperser, & IFU) として検討が進められている。3000 -10 の視野で N/Q バンドでの撮像・分光をする装置であり、独自の MIRAO (Mid-IR AO) を装置内に持つことにより、0.00 08@10µm, 0.00 16@20µm の高空間分解能を持つことが期待されている。波長分解能は R=100-100,000@7.5-13.5µm & 16-25µm を目標にしており、イメージスライサによる IFU も検討されている。偏光観測機能
はオプションである。主な科学的目標は、原始惑星系円盤の力学・化学の解明と系外惑星大気のバイオマーカー
分光である。

13.4.4

近赤外広視野多天体分光器

広視野 AO である MOAO を用いることにより、視野 5 分内に 10-20 台の IFU を同時に配置し、近赤 (0.8-2.5µm) 外多天体 IFU 分光を実現する。2µm における高空間分解能 0.00 02 を持ちながら視野内の 10-20 天体について R=1,000-20,000 の２次元分光 (1 つの IFU の視野は約 200 ) を行う。通称 IRMOS(IR multi-object
spectrograph) と呼ばれるこの装置について、Caltech と Florida で全く概念の異なる 2 つのデザインが提案されたが、装置の複雑性や多くの R&D を抱えることから、まずは IFU のない IRMS で多天体分光を実現する決断となった。日本では東北大学を中心にカナダの HIA MOAO グループとの共同研究のもと、独自な設計が進められている。宇宙の初代天体の分光や、遠方宇宙における銀河内の力学構造の解明が主なターゲットとなる。今後、大ストローク MEMS-DM やファイバー IFU の開発が大きな技術的課題となる。

第 13 章 日本の分担貢献：その検討経緯と現状案

168

13.4.5可視高分散分光器

日本でも国立天文台を中心とするグループが、可視高分散分光器の検討にあたっている。速度測定の高精度化 (∼10cm/s) と装置の安定性を重視した設計案も検討されているが、この場合、ドップラー法による地球型惑星の検出や宇宙加速度の直接測定などが大きな観測テーマとなり、装置の安定性に加え、波長校正機能として、500-600nm 域で使用可能なヨウ素ガスフィルター、あるいは長波長域で使用可能なレーザーコムについての技術検討が必須である。

13.4.6

系外惑星直接撮像装置

近赤外域（1.0-2.5µm）で極限 AO を駆使して高コントラストを実現する装置で、ハビタブルゾーンにある地

球型惑星の直接撮像と大気分光を目標としている。主星との離角 10mas において 10−8 @のコントラスト性能が期待されている。SPLINE と呼ばれるコロナグラフと瞳再配置という新しい技術を組み合わせて実現する。

13.5

ユーザーサポートすばる望遠鏡では、全ての観測データをハワイ観測所でアーカイブし、そのバックアップを三鷹でも保存するシステム（STARS）を構築した。観測データは観測者の占有使用期間である 18ヶ月を越すとデータアーカ
イブシステム上で公開される。国立天文台はデータアーカイブシステムと、観測装置に特化した解析ソフトや一般的な解析ツールを備えたデータ解析環境を整え、利用者に提供してきた。リモートアクセスや実際に観測所に来訪し滞在して、これらのシステムを利用することにより、観測結果が解析され、学術論文上での成果発表につながる。

TMT でも国内ユーザーはもとより、中国・台湾・韓国・インドなど東アジア地域の天文学者との交流がま
すます深まることが予想される中、観測データを単に保存するシステムではなく、利用し易いデータアーカイ
ブシステムを構築し、データ解析ソフトウェアも使い勝手の良いツールを提供することにより、観測結果を速やかに解析して論文発表に繋げることが重要であり、そのための具体的設備や人員体制の検討を行っている。
すばる望遠鏡のデータアーカイブやデータ解析を担った人材は、その後 ALMA 望遠鏡での同様なシステムの構築に活躍しており、その連続的な流れの中で TMT のデータアーカイブおよびデータ解析システムの構築が可能であると考えている。データ解析は若手の育成の良いプラットフォームであり、このシステム/体制の整
備は極めて重要である。

169

第 14 章TMT 推進室メンバー
家 正則 (いえ教授

まさのり)
TMT 推進室長

総括責任者、TMT ボード/SAC メンバー

計画の推進、対外交渉担当

山下

教授

卓也

(やました たくや)

副責任者、主鏡部門責任者

セグメント鏡鏡材の性能保証・調達、セグメント鏡研
磨・測定法の開発担当

高見教授

英樹 (たかみひでき)

ハワイ観測所運用部門責任者、TMT ボードメンバー

TMT のマウナケアへの誘致、ハワイにおける TMT
活動、補償光学を担当

第 14 章170
臼田

知史 (うすだ准教授

TMT 推進室メンバー

とものり)(TMT 推進室併任)

望遠鏡部門責任者、TMT SAC メンバー（co-chair）、TMT オペレーション検討メンバー

望遠鏡構造開発の統括、観測装置開発担当

柏川

准教授

伸成 (かしわか

のぶなり)

観測装置部門責任者、TMT SAC メンバー

サイエンス検討、ファーストライト・将来観測装置開
発の統括

児玉

准教授

忠恭 (こだまただゆき)(TMT 推進室併任)

サイエンス検討部門責任者
サイエンス検討担当

青木助教

和光 (あおきわこう)(TMT 推進室併任)

広報部門責任者

可視観測装置開発、広報担当

171
鈴木

竜二 (すずき

助教

りゅうじ)

観測装置部門 IRIS 責任者

ファーストライト観測装置 IRIS の開発担当

橋本

哲也 (はしもと

研究員

てつや)

サイエンス検討、IRIS の設計、ウェブ・資料管理、スケジュール管理、庶務担当

神津

昭仁

専門職員

(こうず あきひと)

資料翻訳・管理担当

Peter Gray
特別客員研究員
望遠鏡部門

TMT リエゾン
TMT アメリカと日本企業との交渉、望遠鏡の仕様決
定担当

172

第 14 章TMT 推進室メンバー

参考資料
資料１：
「地上 30m 級光学赤外線望遠鏡計画の推進について」
光赤外天文連絡会委員長から国立天文台長への声明 (2006 年 11 月）
資料２：「ELT 推進に関する光赤外専門委員会からの提言」
光赤外専門委員長から国立天文台長への提言 (2008 年 3 月 11 日）
資料３：Agreement between TMT and NAOJ

(2008 年 11 月）

資料４：「天文学・宇宙物理学の展望と長期計画」
日本学術会議物理学委員会 天文学/宇宙物理学分科会（2010 年 3 月）

科学における大型計画のマスタープラン

資料５：TMT LOI（Global partnership concerning the thirty meter telescope observatory)
観山台長等五者署名（2011 年 9 月 28 日）
資料６：「30m 光赤外線望遠鏡（TMT) 計画」
科学技術・学術審議会 学術分科会研究環境基盤部会
学術の大型プロジェクトに関する作業部会 （2011 年 11 月 4 日）
資料７：Letter of Collaboration 協力意向表明書林台長署名（2012 年 4 月 6 日）省略語集

省略
ACURA
AGWFS
AIV
ALMA

AM2
AO
AODP
AOESW
APS
ASIC
CAD
Caltech
CCD
CELT
CFD
CFHT
CIOMP
CMB
CSW
CTE
CU-HROSCW laser
DEIMOS
DM
DMS
DRAO
DSL社
E-ELT
ELT
ESO
ESW
ExAO
f ratio
FDR
FITSフォーマット
FMOS
FOCAS
FOV
full well
FWHM
GLAO
GMT
GRB

英語
Association of Canadian Universities
for Research in Astronomy
Acquisition, Guider,and Wave-Front
Sensorの略。
Assembly, Integration, and Verification
Atacama Large Millimeter Array

日本語
カナダ天文学大学連合
天体導入／追尾／波面センサー

組立調整
アタカマ巨大ミリ望遠鏡。南米チリで建設が進められている周波数80-950ＧＨｚ帯のミリ波サブミリ波領域で稼働する電波干渉計
Deformable Secondary Mirror
可変副鏡
Adaptive Optics
アダプティブ・オプティックス：補償光学
Adaptive Optics Development Program
AO開発プログラム
Adaptive Optics Executive Software
AO 制御ソフトウェア。補償光学を制御するソフトウェア
Alignment and Phasing System
位置／位相調整システム
application specific integrated circuit 特定用途向けのチップ
computer aided design
コンピュータを利用しての設計作業
California Institute of Technology
カリフォルニア工科大学
Charge Coupled Device
電荷結合素子California Extremely Large Telescope
カリフォルニア30 ｍ望遠鏡
Computational Fluid Dynamics
流体力学の計算機シミュレーション
Canada France Hawaii Telescope
カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡
Changchun Institute of Optics, Fine
中国科学院長春光学精密機械・物理研究所
Mechanics, and Physics
Cosmic Microwave Background
宇宙マイクロ波背景放射
Common Software
一般公開されているソフトウェアインフラ
ストラクチュア
Coefficient of Thermal Expansion
熱膨張率
CU-High Resolution Optical Spectrometer University of ColoradoがTMTに提案する
可視高分散分光器
continuous wave laser
連続波レーザー
Deep Imaging Multi-Object Spectrograph ケック望遠鏡の多天体分光器
Deformable Mirror
可変鏡
Data Management System
データ管理システム
Dominion Radio Astrophysicalドミニヨン電波天体物理学観測所
Observatory
Empire Dynamic Structure
カナダのEmpire Dynamic Structure社
European Extremely Large Telescope
欧州南天天文台による世界の３大次世代超大型望遠鏡計画のひとつ
Extremely Laarge Telescope
次世代地上超大型望遠鏡
European Southern Observatory
欧州南天天文台
Executive Software
執行ソフトウェア。観測実行時の全てのソ
フトウェアシステムの協調と同期を担当する
Extreme Adaptive Optics
究極補償光学：補正素子数の非常に多い補償光学
f比。光学系における有効口径と焦点距離の比
Final Design Review
最終設計審査Flexible Image Transport System
天文画像などの保存に使われるデータ形式
Fiber Multi Object Spectrograph
主焦点に400 天体を同時に分光可能な多天体ファイバー分光装置
The Faint Object Camera andすばる望遠鏡の微光天体分光撮像装置
Spectrograph
Field of View
観測装置などの写野
CCDが受光した光を電子に変換して収容できる容量。
full width at half maximum関数の広がりの程度を表す指標で、ピークの半分の信号値レベルでの全幅
Ground Layer AO
地表近くの乱流を集中的に補正するタイプの補償光学
Giant Magellan Telescope
米国内の別の次世代超大型望遠鏡構想
Gamma Ray Burst
ガンマ線バースト

省略
GSMT

英語
Giant Segmented Mirror Telescope

H2RG
HIA
HiCIAOHROS

Hawaii2 RG
The Herzberg Institute of Astrophysics
High contrast Coronagraphic Imager for
Adaptive Optics
High Resolution Optical Spectrometer

HSC

Hyper Suprime Cam

HST
IBF
IFU
IFU(MICHI)
IOE

Hubble Space Telescope
Ion Beam Figuring
Integral Field Unit
Mid-Infrared Camera High-disperser, &IFU spectrographInstitute of Optics and Electronics

IRIS
IRMOS

Infrared Imaging Spectrometer
Infrared Multi-Object Spectrometer

IRMS

Infrared Multi-Object
Spectrograph
ITT Exelis

ITT Exelis
IUCAA
JELT

The Inter-University Centre for
Astronomy and Astrophysics
Japan Extremely Large Telescope

JPL
JWST
KECK

Jet Propulsion Laboratory
James Webb Space Telescope

LAE
LAMOST

Lyman Alpha Emitter
Large Sky Area Multi-Object Fibre
Spectroscopic Telescope
Large Binocular Telescope

LBT
LGS
LGSF
LRIS
M1
M1CS
M2
M3
MAD
MAOS

Laser Guide Star
Laser Guide Star Facility
Low Resolution Imaging SpectrometerPrimary Mirror
M1 Control System
Secondary Mirror
Tertiary Mirror
MCAO Demonstrator
Multi-threaded Adaptive Optics
Simulator

Matlab

日本語
米国国立光学天文台の30 ｍ望遠鏡計画
で、TMTとGMTを含む
テレダイン社が開発したHgCdTe検出器
カナダの天体物理研究所
赤外線冷却コロナグラフ撮像装置。高コン
トラストの赤外線カメラ
TMT望遠鏡に提案されている可視高分散分
光器
Suprime-Cam の約10倍広い視野を持つすばるの主焦点カメラ
ハッブル宇宙望遠鏡
イオンビーム加工
面分光装置
TMTの中間赤外線観測装置として提案されている装置
中国成都の光学電子研究所
TMT望遠鏡の近赤外撮像分光装置
TMT望遠鏡のMOAOを用いた近赤外多天体分
光器
TMT望遠鏡の近赤外多天体分光器
TMTの分割鏡の製造設計に関わっている業者。
インド・プネの天文天体物理大学連合センター。
すばる望遠鏡に続く日本の次世代30 ｍ級
望遠鏡計画
ジェット推進研究所：NASAの一部門
口径6.5mの宇宙赤外線望遠鏡
マウナケア山のすばる望遠鏡のとなりにある口径10mのセグメント鏡望遠鏡
水素原子輝線を出す遠方銀河
中国の国家重点科学技術プロジェクトの一つである分割鏡を採用した天体望遠鏡
口径8.3mの望遠鏡2台を干渉計として利用する望遠鏡
レーザーガイド星
レーザーガイド星システム
ケック望遠鏡の低分散分光器
主鏡
主鏡制御システム
副鏡
第3鏡
MCAOデモンストレーター
多スレッド化された補償光学シミュレータ
米国のMathWorks社が開発する数値計算用に優れたソフトウェア。
多共役補償光学
微小電気機械素子
TMT望遠鏡の中間赤外線用補償光学
TMT望遠鏡に提案されている中間赤外エ
シェル分光器マサチューセッツ工科大学 リンカーン研
究所
多天体補償光学技術
多天体広帯域撮像エシェル分光装置

MCAO
MEMS
MIRAO
MIRES

Multi‐Conjugate Adaptive Optics
Micro Electro Mechanical System
Mid-Infrared Adaptive Optics
Mid-InfraRed Echelle Spectrometer

MIT/LLMIT Lincoln Laboratory

MOAO
MOBIE

Multi‐Object Adaptive Optics
Multi-Object Broad Band Imaging
EchelletteMulti-Object InfraRed Camera andすばる望遠鏡の近赤外多天体分光撮像装置
SpectrographMulti-Object Spectrometer for Infra-Red ケック望遠鏡の近赤外多天体分光装置
Exploration

MOIRCSMOSFIRE

省略
MTHR
NAOJ
NFIRAOS
NGS
NIAOT
NIR
NIRES
NIRES-B

英語
Moderate to High Resolution
Spectrometer
National Astronomical Observatory ofJapan
Narrow Field Infrared Adaptive Optics
SystemNatural Guide Star
Nanjing Institute of Astronomical
Optics and Technology
Near Infrared
Near-InfraRed Echelle Spectrometer

NOAO
NSF
OIWFS
OPD
PDR
PFI

Near-InfraRed Echelle Spectrometer Blue
Near-InfraRed Echelle Spectrometer Red
National Optical Astronomy Observatory
National Science Foundation
on‐instrument wavefront sensors
Optical Path Difference
Preliminary Design Review
Planet Formation Instrument

PFS

Prime Focus SpectrographPI
PI-直接観測モード

Principal Investigator

PSF
PSSN
QSO
RMS
RPG

Point Spread Function
Normalized Point Source Sensitivity
Quasi Steallar Object
Root Mean Square
Reconstructor Paramater Generator

RTC
S/N
SAC
SAGEM

real-time controller
Signal to Noise ratio
Science Advisory Committee
Société d'Applications Générales
de l'Électricité et de la Mé
canique

NIRES-R

SIDECAR
SOSS
SPICA
SPIE
SRD
SSA
SSTB
Suprime-Cam
SWIT
TAC
tip/tilt/focus
TIPC

Science Support Operation System
Space Infrared Telescope for Cosmology
and Astrophysics
The International Society for OpticalEngineering
Science Requirements Document
Segment Support AssemblySingle Segment Test Bed
Software and Information Technology(Group)Time Allocation Committee
Technical Institute of Physics andChemistry

日本語
TMT望遠鏡に提案されている中分散高分散
分光器
国立天文台
TMT望遠鏡の多共役補償光学を用いた補償光学系
補償光学系のガイドに用いる天体近傍にある星
南京天文光学技術研究所
近赤外
TMT望遠鏡の近赤外回折限界エシェル分光器 (20,000<R<100,000)
NIRESの2つの装置のうち短波長側を担当す
る装置
NIRESの2つの装置のうち長波長側を担当する装置
米国国立光学天文台
米国の科学技術向上を目的とする政府組織
観測装置に搭載された波面センサー
望遠鏡の光路差
予備設計審査TMT望遠鏡に提案されている惑星形成観測装置
すばる望遠鏡の主焦点機能拡大を踏まえて構想されている可視光多天体ファイバー分
光器。
研究代表者
PI が観測を遂行する。PI が観測装置を操作することで時々刻々の観測計画を直接変更することができる
点源像分布関数
規格化点源感度
クエーサー
二乗平均平方根NFIRAOS のリアルタイム制御に必要なAOパ
ラメーターを算出する再構築パラメーター
発生システムリアルタイム制御装置
信号とノイズの比率
TMT 科学諮問会議
フランスの電気機械光学総合企業：セグメ
ント鏡の製造経験がある
テレダイン社が開発したASIC読み出し回路
科学運用支援システム
JAXAが計画する口径3m級の次期宇宙赤外線望遠鏡計画
国際光工学会
科学要求仕様書
TMTのセグメント鏡支持機構
単一セグメントの試験機
すばる望遠鏡の主焦点カメラ
TMT観測所のソフトウェア・情報技術グループ
観測提案を審査し観測時間割付を監督する委員会
ティップ／ティルト／フォーカス
中国北京の物理化学技術センター

省略
TMT

英語
Thirty Meter Telescope

ToO観測Time of Opportunity観測

tOSC
UC
UCSC
UVES

the Optical Sciences Company
University of California
University of California Santa Cruz
Ultraviolet and Visual Echelle
Spectrograph
Very Large Optical Telescope
Very Large Telescope
Virtual Observatory
Wave Front Error
Wide Field Optical Spectrometerwave front sensors
Wide-field InfraRed Camera

VLOT
VLT
VO
WFE
WFOS
WFS
WIRC
ZPF

Zero thermal expansion Pore-Free
ceramics

日本語
国立天文台が国際協力科学プロジェクトとして、ハワイ島マウナケア山頂での建設を目指している492 枚のセグメント鏡からなる口径30m の次世代超大型望遠鏡
その時間でしか実行できない観測を行う割
り込み観測
オプティカルサイエンス社
カリフォルニア大学
カルフォルニア大学サンタクルズ校
VLT望遠鏡の紫外線・可視光エシェル分光器
カナダの超大型光学望遠鏡計画
欧州南天天文台の口径8.2mの望遠鏡4台
仮想天文台
波面誤差
TMT望遠鏡の広写野可視分光器
波面センサー
TMT望遠鏡のMCAOを用いた広視野赤外カメ
ラ
ゼロ膨張セラミック素材

次世代超大型光学赤外線望遠鏡– Thirty Meter Telescope (TMT）–
計画説明書
２０１２年７月
発行
表紙デザイン

国立天文台 TMT 推進室
田島俊之 (国立天文台光赤外研究部)